Astronomie

Maßnahmen zur Entartung von Protonen?

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Denken Sie darüber nach, die einzigen Dinge, die wir über Entartung hören, sind Neutronen und Elektron.
Ich habe eine Verallgemeinerung gemacht:

  • Weißer Zwerg: Unterstützt durch Elektronenentartung.
  • Neutronenstern: Unterstützt durch Neutronenentartung und Kernkräfte und manchmal Zentrifugalkraft.
  • Quarkstern: Höchstwahrscheinlich unterstützt durch Quark-Entartung.

Nun können wir sehen, dass es keine Erwähnung von Protonenentartung gibt.

Eine schnelle Suche führte zum Wikipedia-Unterabschnitt Entartete Materie; Protonenentartung und die Antwort, dass es eine Protonenentartung gibt, die aber viel weniger effektiv ist als andere Formen entarteter Materie.

Meine Frage: Welche Kraft wird von entarteten Protonen ausgeübt und mit welcher Gleichung wird sie modelliert?


Sterne sind elektrisch neutral. Im optimalen Fall für die Protonenentartung besteht ein Stern aus Wasserstoff, wodurch die Protonenzahldichte maximiert wird. Die Anzahldichte der Elektronen ist genau gleich.

Da der Fermi-Impuls $p_F$ einer Art ist nur von der Anzahldichte abhängig$^1$, ist der Fermi-Impuls der Elektronen und Protonen gleich. Druck jedoch$^1$, ist eine steigende Funktion von function $p_F/mc$ und da die Masse eines Elektrons 1800 mal kleiner ist, ist der Elektronenentartungsdruck immer viel höher als der Protonenentartungsdruck.

Es gibt entartete Protonen. Sie bilden eine Größenordnung von 1% der Dichte in der Neutronenflüssigkeitsregion (der Masse) eines Neutronensterns. Sie tragen jedoch viel weniger als ein Tausendstel des Drucks bei und sind immer niedriger als der Druck der entarteten Elektronen.

Tatsächlich lässt die Form der Druckgleichung (siehe unten) die Möglichkeit zu, dass die Entartungsdrücke von Elektronen und Protonen ähnlicher werden als $p_F/mc gg 1$ (auch bekannt als ultra-relativistisch). Aber zu diesem Zeitpunkt reichen die Energien der Elektronen und Protonen leicht aus, um Neutronen zu erzeugen, und es stellt sich ein Gleichgewicht ein, so dass die Neutronen den Protonen immer mindestens 8:1 überlegen sind und daher ihr Entartungsdruck dominiert.

(1) Für Interessierte: Der Fermi-Impuls ist $$p_{F} = left(frac{3}{8pi} ight)^{1/3} h n^{1/3} ,$$ wo $n$ ist die Anzahldichte von Fermionen.

Während der ideale Fermion-Entartungsdruck gegeben ist durch $$P = frac{pi m^4 c^5}{3 h^3} left[x (2x^2 -3)(1 + x^2)^{1/2} + 3 sinh ^{-1}(x) ight] , $$ wo $x = p_F/mc$.


Eine andere Möglichkeit, sich die Antwort vorzustellen, ist, dass der Druck eines nichtrelativistischen Gases (entartet oder ideal) immer 2/3 der kinetischen Energie pro Volumeneinheit beträgt. Wir können also sagen, dass, wenn die Elektronen degenerieren und fast den gesamten Druck beitragen, dies daran liegen muss, dass sie auch fast die gesamte kinetische Energie enthalten. Dies ist wahr, der Grund, warum sie den größten Teil des Drucks beitragen, ist, dass sie den größten Teil der kinetischen Energie enthalten, aber wir können uns dann fragen, warum sie den größten Teil der kinetischen Energie enthalten.

Diese Fragestellung lenkt unsere Aufmerksamkeit auf das, was hier wirklich zählt: die Thermodynamik der Entartung. Ein rein entartetes Gas hat die Temperatur Null, das bedeutet Entartung im thermodynamischen Sinne. Allerdings ist die kinetische Energie ziemlich groß. Das ist es also thermodynamisch Trennung zwischen der kinetischen Energie und der Temperatur, die die Bedeutung des Elektronendrucks verursacht. Da wir davon ausgehen können, dass sich Elektronen und Protonen auf die gleiche Temperatur ausgleichen (diese Annahme ist bei solchen Analysen immer gegeben), müssen die Protonen auch im Wesentlichen die Temperatur Null haben, wenn die Elektronen stark entartet sind. Aber Protonen sind aufgrund ihrer höheren Masse (wie oben erläutert) nicht entartet. Wenn sie also eine niedrige Temperatur haben, haben sie auch eine niedrige kinetische Energie. Dies liegt an ihrer unterschiedlichen thermodynamischen Verbindung zwischen kinetischer Energie und Temperatur (die eher einem idealen Gas als einem entarteten entspricht).

Auf diese Weise sehen wir, was Entartung bewirkt – sie bewirkt, dass die Elektronen die gesamte kinetische Energie aufnehmen, weil entartete Elektronen ein sehr hohes Verhältnis von kinetischer Energie zu kT haben, während Protonen ein klassischeres Verhältnis haben. Deshalb erzeugen sie den Druck, es geht um kinetische Energie. Sie müssen nicht an irgendwelche seltsamen Kräfte denken, Sie brauchen nur die quantenmechanische Thermodynamik, die die Temperatur von Elektronen relativ zu ihrer kinetischen Energie nach unten treibt, weil entartete Elektronen sehr geizig sind, wenn es um die Wärmeabgabe geht (und Temperatur ist die Aussage, welche Objekte im Gleichgewicht Wärme abgeben, nach dem nullten Hauptsatz der Thermodynamik).


Arthur Eddington

Sir Arthur Stanley Eddington OM FRS [2] (28. Dezember 1882 – 22. November 1944) war ein englischer Astronom, Physiker und Mathematiker. Er war auch ein Wissenschaftsphilosoph und ein Popularisierer der Wissenschaft. Ihm zu Ehren wurde die Eddington-Grenze, die natürliche Grenze der Leuchtkraft von Sternen oder die Strahlung, die durch Akkretion auf ein kompaktes Objekt entsteht, benannt.

Um 1920 deutete er in seiner Arbeit "The Internal Constitution of the Stars" die Entdeckung und den Mechanismus von Kernfusionsprozessen in Sternen an. [3] [4] Zu dieser Zeit war die Quelle der stellaren Energie ein völliges Rätsel. Eddington war der erste, der richtig spekulierte, dass die Quelle die Fusion von Wasserstoff zu Helium war.

Eddington schrieb eine Reihe von Artikeln, die Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie für die englischsprachige Welt bekannt gaben und erklärten. Der Erste Weltkrieg hatte viele Linien der wissenschaftlichen Kommunikation durchtrennt, und neue Entwicklungen in der deutschen Wissenschaft waren in England wenig bekannt. Er führte auch eine Expedition durch, um die Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919 zu beobachten, die eine der frühesten Bestätigungen der Allgemeinen Relativitätstheorie lieferte, und er wurde bekannt für seine populären Ausführungen und Interpretationen der Theorie.


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Inhalt

Wird ein Plasma abgekühlt und unter zunehmendem Druck, kann das Plasma schließlich nicht weiter komprimiert werden. Diese Einschränkung ist auf das Pauli-Ausschlussprinzip zurückzuführen, das besagt, dass zwei Fermionen nicht denselben Quantenzustand teilen können. In diesem stark komprimierten Zustand ist die Position eines Partikels extrem definiert, da kein zusätzlicher Platz für Partikel vorhanden ist. Da die Orte der Teilchen eines hochkomprimierten Plasmas eine sehr geringe Unsicherheit aufweisen, ist ihr Impuls äußerst unsicher. Die Heisenbergsche Unschärferelation besagt

wop ist die Unsicherheit im Impuls des Teilchens und .x ist die Positionsunsicherheit (und ħ ist die reduzierte Planck-Konstante). Daher müssen sich solche Teilchen, obwohl das Plasma kalt ist, im Durchschnitt sehr schnell bewegen. Große kinetische Energien führen zu dem Schluss, dass, um ein Objekt auf sehr kleinem Raum zu komprimieren, eine enorme Kraft erforderlich ist, um den Impuls seiner Teilchen zu kontrollieren.

Im Gegensatz zu einem klassischen idealen Gas, dessen Druck proportional zu seiner Temperatur ist

wo P ist Druck, kB ist die Boltzmann-Konstante, Nein ist die Anzahl der Teilchen – typischerweise Atome oder Moleküle –, T ist die Temperatur, und V das Volumen ist, hängt der von entartete Materie ausgeübte Druck nur schwach von ihrer Temperatur ab. Insbesondere bleibt der Druck auch bei einer absoluten Nulltemperatur ungleich Null. Bei relativ niedrigen Dichten kann der Druck eines vollständig entarteten Gases abgeleitet werden, indem das System auf diese Weise als ideales Fermi-Gas behandelt wird

wo ich ist die Masse der einzelnen Teilchen, aus denen das Gas besteht. Bei sehr hohen Dichten, bei denen die meisten Teilchen in Quantenzustände mit relativistischen Energien gezwungen werden, ist der Druck gegeben durch

wo K ist eine weitere Proportionalitätskonstante, die von den Eigenschaften der Partikel abhängt, aus denen das Gas besteht. [6]

Alle Materie unterliegt sowohl dem normalen thermischen Druck als auch dem Entartungsdruck, aber in den häufig vorkommenden Gasen dominiert der thermische Druck so stark, dass der Entartungsdruck ignoriert werden kann. Ebenso hat entartete Materie noch normalen thermischen Druck, der Entartungsdruck dominiert bis zu dem Punkt, dass die Temperatur einen vernachlässigbaren Einfluss auf den Gesamtdruck hat. Die nebenstehende Abbildung zeigt, wie sich der Druck eines Fermi-Gases beim Abkühlen relativ zu einem klassischen idealen Gas sättigt.

Während bei extrem hohen Dichten normalerweise der Entartungsdruck dominiert, ist es das Verhältnis zwischen entartetem Druck und thermischem Druck, der die Entartung bestimmt. Bei einem ausreichend drastischen Temperaturanstieg (wie beim Heliumblitz eines Roten Riesen) kann Materie nicht entartet werden, ohne ihre Dichte zu verringern.

Der Entartungsdruck trägt zum Druck konventioneller Feststoffe bei, aber diese werden normalerweise nicht als entartete Materie angesehen, da ein wesentlicher Beitrag zu ihrem Druck durch die elektrische Abstoßung von Atomkernen und die Abschirmung der Kerne voneinander durch Elektronen geleistet wird. Das Freie-Elektronen-Modell von Metallen leitet ihre physikalischen Eigenschaften ab, indem es die Leitungselektronen allein als entartetes Gas betrachtet, während die Mehrheit der Elektronen als gebundene Quantenzustände besetzend angesehen wird. Dieser Festkörper steht im Gegensatz zu entarteter Materie, die den Körper eines Weißen Zwergs bildet, in dem die meisten Elektronen so behandelt werden, als ob sie freie Teilchenimpulszustände besetzen.

Exotische Beispiele für entartete Materie sind neutronenentartete Materie, seltsame Materie, metallischer Wasserstoff und Weiße Zwerge.

Entartete Gase sind Gase, die eher aus Fermionen wie Elektronen, Protonen und Neutronen als aus Molekülen gewöhnlicher Materie bestehen. Das Elektronengas in gewöhnlichen Metallen und im Inneren von Weißen Zwergen sind zwei Beispiele. Nach dem Pauli-Ausschlussprinzip kann es in jedem Quantenzustand nur ein Fermion geben. In einem entarteten Gas sind alle Quantenzustände bis zur Fermi-Energie aufgefüllt. Die meisten Sterne werden gegen ihre eigene Gravitation durch normalen thermischen Gasdruck gestützt, während bei Weißen Zwergen die Stützkraft vom Entartungsdruck des Elektronengases in ihrem Inneren kommt. In Neutronensternen sind die entarteten Teilchen Neutronen.

Ein Fermionengas, in dem alle Quantenzustände unterhalb eines bestimmten Energieniveaus ausgefüllt sind, wird als vollständig entartetes Fermionengas bezeichnet. Die Differenz zwischen diesem Energieniveau und dem niedrigsten Energieniveau wird als Fermi-Energie bezeichnet.

Elektronenentartung Bearbeiten

In einem gewöhnlichen Fermiongas, in dem thermische Effekte dominieren, sind die meisten verfügbaren Elektronenenergieniveaus ungefüllt und die Elektronen können sich frei in diese Zustände bewegen. Wenn die Teilchendichte erhöht wird, füllen Elektronen nach und nach die niedrigeren Energiezustände und zusätzliche Elektronen werden gezwungen, selbst bei niedrigen Temperaturen Zustände höherer Energie einzunehmen. Entartete Gase widerstehen einer weiteren Kompression stark, da die Elektronen aufgrund des Pauli-Ausschlussprinzips nicht auf bereits gefüllte niedrigere Energieniveaus gelangen können. Da Elektronen keine Energie abgeben können, indem sie in niedrigere Energiezustände übergehen, kann keine thermische Energie entnommen werden. Der Impuls der Fermionen im Fermionengas erzeugt dennoch Druck, der als "Entartungsdruck" bezeichnet wird.

Bei hohen Dichten wird die Materie zu einem entarteten Gas, wenn die Elektronen alle von ihren Mutteratomen befreit werden. Sobald im Kern eines Sterns die Wasserstoffverbrennung bei Kernfusionsreaktionen aufhört, wird er zu einer Ansammlung positiv geladener Ionen, hauptsächlich Helium- und Kohlenstoffkerne, die in einem Meer von Elektronen schweben, die von den Kernen abgezogen wurden. Entartetes Gas ist ein nahezu perfekter Wärmeleiter und gehorcht nicht den gewöhnlichen Gasgesetzen. Weiße Zwerge leuchten nicht, weil sie Energie erzeugen, sondern weil sie eine große Menge Wärme eingefangen haben, die nach und nach abgestrahlt wird. Normales Gas übt bei Erwärmung und Expansion einen höheren Druck aus, aber der Druck in einem entarteten Gas hängt nicht von der Temperatur ab. Wenn Gas superkomprimiert wird, positionieren sich die Partikel direkt aneinander, um entartetes Gas zu erzeugen, das sich eher wie ein Festkörper verhält. In entarteten Gasen sind die kinetischen Energien von Elektronen ziemlich hoch und die Kollisionsrate zwischen Elektronen und anderen Teilchen ist ziemlich gering, daher können entartete Elektronen große Entfernungen mit Geschwindigkeiten zurücklegen, die sich der Lichtgeschwindigkeit nähern. Anstelle von der Temperatur hängt der Druck in einem entarteten Gas nur von der Geschwindigkeit der entarteten Teilchen ab, jedoch erhöht die Wärmezufuhr die Geschwindigkeit der meisten Elektronen nicht, da sie in vollständig besetzten Quantenzuständen stecken bleiben. Der Druck wird nur durch die Masse der Partikel erhöht, wodurch die Gravitationskraft die Partikel näher zusammenzieht. Daher ist das Phänomen das Gegenteil von dem, was normalerweise in Materie zu finden ist, bei dem das Objekt größer wird, wenn die Masse der Materie erhöht wird. In entarteten Gasen, wenn die Masse erhöht wird, rücken die Partikel aufgrund der Schwerkraft näher zusammen (und der Druck wird erhöht), so dass das Objekt kleiner wird. Entartetes Gas kann auf sehr hohe Dichten komprimiert werden, typische Werte liegen im Bereich von 10.000 Kilogramm pro Kubikzentimeter.

Es gibt eine Obergrenze für die Masse eines elektronenentarteten Objekts, die Chandrasekhar-Grenze, jenseits derer der Elektronenentartungsdruck das Objekt nicht gegen den Kollaps stützen kann. Die Grenze liegt bei ungefähr 1,44 [7] Sonnenmassen für Objekte mit typischen Zusammensetzungen, die für Weiße Zwerge zu erwarten sind (Kohlenstoff und Sauerstoff mit zwei Baryonen pro Elektron). Dieser Massengrenzwert ist nur für einen Stern geeignet, der in der Allgemeinen Relativitätstheorie durch einen idealen Elektronenentartungsdruck unter Newtonscher Gravitation unterstützt wird und mit realistischen Coulomb-Korrekturen liegt die entsprechende Massengrenze bei etwa 1,38 Sonnenmassen. [8] Die Grenze kann sich auch mit der chemischen Zusammensetzung des Objekts ändern, da sie das Verhältnis von Masse zu Anzahl der vorhandenen Elektronen beeinflusst. Die Rotation des Objekts, die der Gravitationskraft entgegenwirkt, ändert auch die Grenze für ein bestimmtes Objekt. Himmelsobjekte unterhalb dieser Grenze sind Weiße Zwerge, die durch das allmähliche Schrumpfen der Kerne von Sternen gebildet werden, denen der Brennstoff ausgeht. Während dieses Schrumpfens bildet sich im Kern ein elektronenentartetes Gas, das beim Zusammendrücken einen ausreichenden Entartungsdruck bereitstellt, um einem weiteren Kollaps zu widerstehen. Oberhalb dieser Massengrenze kann stattdessen ein Neutronenstern (hauptsächlich unterstützt durch den Neutronenentartungsdruck) oder ein Schwarzes Loch gebildet werden.

Neutronenentartung Bearbeiten

Die Neutronenentartung ist analog zur Elektronenentartung und wird in Neutronensternen nachgewiesen, die teilweise durch den Druck eines entarteten Neutronengases unterstützt werden. [9] Der Kollaps tritt auf, wenn der Kern eines Weißen Zwergs etwa 1,4 Sonnenmassen überschreitet, was die Chandrasekhar-Grenze ist, oberhalb derer der Kollaps durch den Druck entarteter Elektronen nicht aufgehalten wird. Wenn der Stern kollabiert, erhöht sich die Fermi-Energie der Elektronen bis zu dem Punkt, an dem es für sie energetisch günstig ist, sich mit Protonen zu Neutronen zu verbinden (über inversen Beta-Zerfall, auch Elektroneneinfang genannt). Das Ergebnis ist ein extrem kompakter Stern, der aus Kernmaterie besteht, die überwiegend ein entartetes Neutronengas ist, manchmal auch Neutronium genannt, mit einer kleinen Beimischung von entarteten Protonen- und Elektronengasen.

Neutronen in einem entarteten Neutronengas sind viel enger beabstandet als Elektronen in einem elektronenentarteten Gas, weil das massereichere Neutron bei einer gegebenen Energie eine viel kürzere Wellenlänge hat. Bei Neutronensternen und Weißen Zwergen wird dieses Phänomen noch dadurch verstärkt, dass die Drücke in Neutronensternen viel höher sind als in Weißen Zwergen. Der Druckanstieg wird dadurch verursacht, dass aufgrund der Kompaktheit eines Neutronensterns die Gravitationskräfte viel höher sind als bei einem weniger kompakten Körper mit ähnlicher Masse. Das Ergebnis ist ein Stern mit einem Durchmesser in der Größenordnung eines Tausendstels eines Weißen Zwergs.

Es gibt eine obere Grenze für die Masse eines neutronenentarteten Objekts, die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, die analog der Chandrasekhar-Grenze für elektronenentartete Objekte ist. Die theoretische Grenze für nicht-relativistische Objekte, die durch den idealen Neutronen-Entartungsdruck unterstützt wird, beträgt nur 0,75 Sonnenmassen [10]. Bei realistischeren Modellen einschließlich der Baryonenwechselwirkung ist die genaue Grenze jedoch unbekannt, da sie von den Zustandsgleichungen der Kernmaterie abhängt. für die noch kein hochpräzises Modell verfügbar ist. Oberhalb dieser Grenze kann ein Neutronenstern in ein Schwarzes Loch oder in andere dichte Formen entarteter Materie kollabieren. [ein]

Protonenentartung Bearbeiten

Ausreichend dichte Materie, die Protonen enthält, erfährt einen Protonen-Entartungsdruck, ähnlich dem Elektronen-Entartungsdruck in elektronenentarteter Materie: Protonen, die auf ein hinreichend kleines Volumen beschränkt sind, haben aufgrund des Heisenbergschen Unschärfeprinzips eine große Unsicherheit in ihrem Impuls. Da Protonen jedoch viel massiver sind als Elektronen, bedeutet der gleiche Impuls für Protonen eine viel geringere Geschwindigkeit als für Elektronen. Infolgedessen ist in Materie mit ungefähr gleicher Anzahl von Protonen und Elektronen der Protonen-Entartungsdruck viel kleiner als der Elektronen-Entartungsdruck, und die Protonen-Entartung wird normalerweise als Korrektur der Zustandsgleichungen der elektronenentarteten Materie modelliert.

Quark-Entartung Bearbeiten

Bei höheren Dichten als den durch Neutronenentartung unterstützten wird erwartet, dass Quarkmaterie auftritt. [11] Mehrere Variationen dieser Hypothese wurden vorgeschlagen, die quarkentartete Zustände darstellen. Seltsame Materie ist ein entartetes Gas von Quarks, von dem oft angenommen wird, dass es neben den üblichen Up- und Down-Quarks auch noch seltsame Quarks enthält. Farbsupraleitermaterialien sind entartete Gase von Quarks, in denen sich Quarks ähnlich der Cooper-Paarung in elektrischen Supraleitern paaren. Die Zustandsgleichungen für die verschiedenen vorgeschlagenen Formen der Quark-entarteten Materie variieren stark und sind aufgrund der Schwierigkeit, starke Kraftwechselwirkungen zu modellieren, in der Regel auch schlecht definiert.

Quark-entartete Materie kann in den Kernen von Neutronensternen vorkommen, abhängig von den Zustandsgleichungen der neutronenentarteten Materie. Es kann auch in hypothetischen Quarksternen auftreten, die durch den Kollaps von Objekten oberhalb der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Massengrenze für neutronenentartete Objekte entstanden sind. Ob sich in diesen Situationen überhaupt quark-entartete Materie bildet, hängt von den Zustandsgleichungen sowohl der neutronen-entarteten Materie als auch der quark-entarteten Materie ab, die beide kaum bekannt sind. Quarksterne gelten als Zwischenkategorie zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern. [12]


Magnetresonanztomographie (MRT)

Magnetresonanztomographie (MRT) ist eine nicht-invasive Bildgebungstechnologie, die dreidimensionale detaillierte anatomische Bilder erzeugt. Es wird häufig zur Erkennung, Diagnose und Behandlung von Krankheiten verwendet. Es basiert auf einer ausgeklügelten Technologie, die die Richtungsänderung der Rotationsachse von Protonen im Wasser, aus dem lebendes Gewebe besteht, anregt und erkennt.

MRTs verwenden starke Magnete, die ein starkes Magnetfeld erzeugen, das die Protonen im Körper dazu zwingt, sich auf dieses Feld auszurichten. Wenn dann ein Hochfrequenzstrom durch den Patienten gepulst wird, werden die Protonen stimuliert und geraten aus dem Gleichgewicht, indem sie sich gegen die Anziehungskraft des Magnetfelds anstrengen. Wenn das Hochfrequenzfeld ausgeschaltet ist, können die MRT-Sensoren die Energie erkennen, die bei der Neuausrichtung der Protonen auf das Magnetfeld freigesetzt wird. Je nach Umgebung und chemischer Natur der Moleküle ändert sich die Zeit, die die Protonen brauchen, um sich wieder auf das Magnetfeld auszurichten, sowie die freigesetzte Energiemenge. Ärzte sind in der Lage, anhand dieser magnetischen Eigenschaften den Unterschied zwischen verschiedenen Gewebearten zu erkennen.

Wie funktionieren Röntgenstrahlen?

Um ein MRT-Bild zu erhalten, wird ein Patient in einen großen Magneten gelegt und muss während des Bildgebungsprozesses sehr ruhig bleiben, um das Bild nicht zu verwischen. Kontrastmittel (die oft das Element Gadolinium enthalten) können einem Patienten vor oder während der MRT intravenös verabreicht werden, um die Geschwindigkeit zu erhöhen, mit der sich Protonen wieder auf das Magnetfeld ausrichten. Je schneller sich die Protonen neu ausrichten, desto heller ist das Bild.

MRT-Scanner sind besonders gut geeignet, um die nicht knöchernen Teile oder Weichteile des Körpers abzubilden. Sie unterscheiden sich von der Computertomographie (CT) dadurch, dass sie die schädliche ionisierende Strahlung von Röntgenstrahlen nicht nutzen. Gehirn, Rückenmark und Nerven sowie Muskeln, Bänder und Sehnen sind im MRT viel deutlicher zu sehen als im normalen Röntgen und im CT. Aus diesem Grund wird die MRT häufig zur Darstellung von Knie- und Schulterverletzungen eingesetzt.

Im Gehirn kann die MRT zwischen weißer und grauer Substanz unterscheiden und kann auch zur Diagnose von Aneurysmen und Tumoren verwendet werden. Da die MRT keine Röntgenstrahlen oder andere Strahlung verwendet, ist sie das Bildgebungsverfahren der Wahl, wenn häufige Bildgebung zur Diagnose oder Therapie erforderlich ist, insbesondere im Gehirn. MRT ist jedoch teurer als Röntgen- oder CT-Scans.

Eine spezielle Art der MRT ist die funktionelle Magnetresonanztomographie (fMRT). Diese wird verwendet, um Gehirnstrukturen zu beobachten und zu bestimmen, welche Bereiche des Gehirns bei verschiedenen kognitiven Aufgaben „aktiviert“ (mehr Sauerstoff verbrauchen). Es wird verwendet, um das Verständnis der Gehirnorganisation zu verbessern und bietet einen möglichen neuen Standard zur Beurteilung des neurologischen Status und des neurochirurgischen Risikos.

Die MRT emittiert zwar nicht die ionisierende Strahlung, die in der Röntgen- und CT-Bildgebung zu finden ist, verwendet jedoch ein starkes Magnetfeld. Das Magnetfeld erstreckt sich über die Maschine hinaus und übt sehr starke Kräfte auf Gegenstände aus Eisen, einige Stähle und andere magnetisierbare Gegenstände aus. Es ist stark genug, um einen Rollstuhl durch den Raum zu schleudern. Patienten sollten ihren Arzt vor einer MRT-Untersuchung über jegliche Art von Medizin oder Implantat informieren.

Bei einer MRT-Untersuchung sollte Folgendes berücksichtigt werden:

  • Menschen mit Implantaten, insbesondere solchen, die Eisen enthalten, — Herzschrittmacher, Vagusnervstimulatoren, implantierbare Kardioverter-Defibrillatoren, Loop-Recorder, Insulinpumpen, Cochlea-Implantate, tiefe Hirnstimulatoren und Kapseln aus der Kapselendoskopie sollten nicht in ein MRT-Gerät gelangen.
  • Lärm—laute Geräusche, die allgemein als Klicken und Piepen bezeichnet werden, sowie eine Schallintensität von bis zu 120 Dezibel bei bestimmten MR-Scannern erfordern möglicherweise einen speziellen Gehörschutz.
  • Nervenstimulation– Ein zuckendes Gefühl entsteht manchmal durch die schnell wechselnden Felder im MRT.
  • Kontrastmittel—Patienten mit schwerer Niereninsuffizienz, die eine Dialyse benötigen, können eine seltene, aber schwerwiegende Erkrankung namens nephrogene systemische Fibrose riskieren, die mit der Anwendung bestimmter gadoliniumhaltiger Arzneimittel wie Gadodiamid und anderen in Verbindung stehen kann. Obwohl kein kausaler Zusammenhang hergestellt wurde, empfehlen die aktuellen Richtlinien in den Vereinigten Staaten, dass Dialysepatienten Gadolinium-Wirkstoffe nur dann erhalten sollten, wenn sie unbedingt erforderlich sind, und dass die Dialyse so schnell wie möglich nach der Untersuchung durchgeführt werden sollte, um den Wirkstoff unverzüglich aus dem Körper zu entfernen.
  • Schwangerschaft—Obwohl keine Auswirkungen auf den Fötus nachgewiesen wurden, wird empfohlen, vorsorglich MRT-Untersuchungen zu vermeiden, insbesondere im ersten Trimester der Schwangerschaft, wenn die Organe des Fötus gebildet werden und Kontrastmittel, falls verwendet, in den fetalen Blutkreislauf gelangen könnten.

  • Klaustrophobie– Menschen mit sogar leichter Klaustrophobie können es schwierig finden, lange Scanzeiten im Gerät zu tolerieren. Die Vertrautheit mit der Maschine und dem Prozess sowie Visualisierungstechniken, Sedierung und Anästhesie bieten den Patienten Mechanismen zur Überwindung ihrer Beschwerden. Zusätzliche Bewältigungsmechanismen umfassen das Hören von Musik oder das Ansehen eines Videos oder Films, das Schließen oder Bedecken der Augen und das Halten eines Panikknopfes. Das offene MRT ist ein an den Seiten offenes Gerät und kein an einem Ende geschlossenes Rohr, so dass es den Patienten nicht vollständig umgibt. Es wurde entwickelt, um den Bedürfnissen von Patienten gerecht zu werden, denen der enge Tunnel und die Geräusche der traditionellen MRT unangenehm sind, und für Patienten, deren Größe oder Gewicht die traditionelle MRT unpraktisch macht. Neuere offene MRT-Technologie liefert qualitativ hochwertige Bilder für viele, aber nicht alle Arten von Untersuchungen.

Ersetzen von Biopsien durch Ton
Chronische Lebererkrankungen und Zirrhose betreffen mehr als 5,5 Millionen Menschen in den Vereinigten Staaten. NIBIB-finanzierte Forscher haben eine Methode entwickelt, um Schallwellen in Bilder der Leber umzuwandeln, die einen neuen nicht-invasiven, schmerzfreien Ansatz bietet, um Tumore oder durch Lebererkrankungen geschädigtes Gewebe zu finden. Das Magnetresonanz-Elastographie-Gerät (MRE) wird über der Leber des Patienten platziert, bevor er das MRT-Gerät betritt. Es pulsiert dann Schallwellen durch die Leber, die das MRT erkennen und verwenden kann, um die Dichte und Gesundheit des Lebergewebes zu bestimmen. Diese Technik ist für den Patienten sicherer und bequemer sowie kostengünstiger als eine herkömmliche Biopsie. Da die MRE sehr geringe Unterschiede in der Gewebedichte erkennen kann, besteht die Möglichkeit, dass sie auch zur Erkennung von Krebs eingesetzt werden könnte.

Neues MRT nur für Kinder
MRT ist potenziell eines der besten Bildgebungsverfahren für Kinder, da es im Gegensatz zur CT keine ionisierende Strahlung enthält, die potenziell schädlich sein könnte. Eine der schwierigsten Herausforderungen für MRT-Techniker besteht jedoch darin, ein klares Bild zu erhalten, insbesondere wenn der Patient ein Kind ist oder eine Krankheit hat, die ihn daran hindert, längere Zeit still zu bleiben. Dadurch benötigen viele Kleinkinder eine Narkose, was das Gesundheitsrisiko für den Patienten erhöht. Das NIBIB finanziert die Forschung, die versucht, eine robuste pädiatrische Körper-MRT zu entwickeln. Durch die Herstellung einer speziell für kleinere Körper hergestellten pädiatrischen Spule kann das Bild klarer und schneller wiedergegeben werden und erfordert weniger Fähigkeiten des MR-Bedieners. Dadurch werden MRTs billiger, sicherer und für Kinder zugänglicher. Von der schnelleren Bildgebung und Bewegungskompensation könnten möglicherweise auch erwachsene Patienten profitieren.

Ein anderer vom NIBIB finanzierter Forscher versucht dieses Problem aus einem anderen Blickwinkel zu lösen. Er entwickelt ein Bewegungskorrektursystem, das die Bildqualität bei MR-Untersuchungen erheblich verbessern könnte. Forscher entwickeln ein optisches Tracking-System, das die MRT-Impulse in Echtzeit an Veränderungen der Patientenpose anpassen und anpassen kann. Diese Verbesserung könnte die Kosten senken (da aufgrund der schlechten Qualität weniger wiederholte MR-Untersuchungen durchgeführt werden müssen) sowie die MRT zu einer praktikablen Option für viele Patienten machen, die für die Untersuchung nicht ruhig bleiben können, und die Menge der Anästhesie für die MR reduzieren Prüfungen.

Bestimmung der Aggressivität eines Tumors
Herkömmliche MRT kann im Gegensatz zu PET oder SPECT keine Stoffwechselraten messen. Von NIBIB finanzierte Forscher haben jedoch eine Möglichkeit entdeckt, Patienten mit Prostatakrebs spezialisierte Verbindungen (hyperpolarisiertes Kohlenstoff 13) zu injizieren, um die Stoffwechselrate eines Tumors zu messen. Diese Informationen können ein schnelles und genaues Bild der Aggressivität des Tumors liefern. Die Überwachung des Krankheitsverlaufs kann die Risikovorhersage verbessern, was für Prostatakrebspatienten von entscheidender Bedeutung ist, die häufig abwarten und beobachten.


Was ist der Beweis dafür, dass es auf der Erde und anderen Planeten (einschließlich Asteroiden) einen Elektronenentartungsdruck gibt?

Wenn es in Planeten keinen Entartungsdruck gäbe, würden sie zu Neutronium kollabieren.

Erläuterung:

Ein Atom besteht aus einem kleinen Kern, der von Elektronenhüllen umgeben ist. Der Elektronenentartungsdruck verhindert, dass sich die Elektronenhüllen zweier Atome überlappen. Dies ist auf das Pauli-Ausschlussprinzip zurückzuführen, das verhindert, dass sich mehr als ein Elektron im gleichen Quantenzustand befindet.

Dies ist der Grund, warum Sie nicht durch den Boden fallen. Bei jedem festen Objekt werden die Atome durch den Druck der Elektronenentartung voneinander getrennt.

Die einzigen Objekte, bei denen es keinen Elektronenentartungsdruck gibt, sind Neutronensterne und Schwarze Löcher. Wenn der Entartungsdruck der Elektronen durch die Schwerkraft überwunden wird, kollabiert das Objekt und die Elektronen werden ausgestoßen und die Kerne verschmelzen. Die Protonen werden in Neutronen umgewandelt.

Dieser Kollaps kann nur bei sehr massiven Objekten passieren. Die einzigen bekannten Objekte, die den Elektronenentartungsdruck aufgrund des Kollapses überwinden können, sind die Kerne großer Sterne, denen der Kernbrennstoff ausgegangen ist.

Wir können also sicher sein, dass alle Objekte außer Neutronensternen und Schwarzen Löchern einen Elektronenentartungsdruck aufweisen. Planeten und andere Objekte sind nicht massiv genug, um die Schwerkraft zu überwinden.


Experimentalphysiker messen schwache Kraft zwischen Protonen und Neutronen im Atomkern

Physiker des NPDGamma Experiments am Oak Ridge National Laboratory (ORNL) des DoE haben die schwache Wechselwirkung zwischen Protonen und Neutronen im Atomkern gemessen, die im Standardmodell vorhergesagt wird, das die Elementarteilchen und ihre Wechselwirkungen beschreibt. Die Ergebnisse erscheinen im Journal Physische Überprüfungsschreiben (arXiv.org-Vordruck).

Blyth et al analysierten die während des NPDGamma-Experiments emittierten Gammastrahlen und fanden eine paritätsverletzende Asymmetrie, die eine spezifische Änderung des Verhaltens der Kraft zwischen einem Neutron und einem Proton ist. Sie maßen eine 30-ppm-Präferenz für Gammastrahlen, die antiparallel zum Neutronenspin emittiert werden, wenn Neutronen von Protonen in flüssigem Wasserstoff eingefangen werden. Nachdem beobachtet wurde, dass mehr Gammas nach unten als nach oben gehen, löste das Experiment erstmals eine spiegelasymmetrische Komponente oder Händigkeit der schwachen Kraft auf. Bildnachweis: Andy Sproles / Oak Ridge National Laboratory, U.S. Department of Energy.

Protonen und Neutronen bestehen aus kleineren Teilchen, den Quarks, die durch die starke Wechselwirkung miteinander verbunden sind, die eine der vier bekannten Naturkräfte ist: starke Kraft, Elektromagnetismus, schwache Kraft und Schwerkraft.

Die schwache Kraft existiert in dem winzigen Abstand innerhalb und zwischen Protonen und Neutronen, die starke Wechselwirkung beschränkt Quarks in Neutronen und Protonen.

Die schwache Kraft verbindet auch den axialen Spin und die Bewegungsrichtung der Kernteilchen und enthüllt subtile Aspekte der Bewegung von Quarks in Protonen und Neutronen.

„Das Ziel des NPDGamma-Experiments war es, eine Komponente dieser schwachen Wechselwirkung zu isolieren und zu messen, die sich als Gammastrahlen manifestierte, die mit hoher statistischer Genauigkeit gezählt und verifiziert werden konnten“, sagte Dr. David Bowman, Teamleiter für Neutronenphysik am ORNL.

Das Experiment leitete kalte Neutronen auf ein Ziel aus flüssigem Wasserstoff.

Die Apparatur wurde entwickelt, um die Spinrichtung der sich langsam bewegenden Neutronen zu steuern und sie wie gewünscht von der Spin-up- in die Spin-down-Position zu „drehen“.

Als die manipulierten Neutronen in das Target einschlugen, interagierten sie mit den Protonen in den flüssigen Wasserstoffatomen und sendeten Gammastrahlen aus, die von speziellen Sensoren gemessen wurden.

Nach der Analyse der Gammastrahlen fanden Dr. Bowman und Kollegen eine paritätsverletzende Asymmetrie, die eine spezifische Verhaltensänderung in der Kraft zwischen einem Neutron und einem Proton darstellt.

„Wenn die Parität beibehalten würde, würde ein Kern, der sich rechtshändig und einer linkshändig dreht – als ob sie gespiegelte Bilder wären – dazu führen, dass die gleiche Anzahl von Gammas nach oben emittiert wie nach unten“, Dr. Bowman sagte.

„Aber tatsächlich haben wir beobachtet, dass mehr Gammas nach unten gehen als nach oben, was dazu führt, dass eine spiegelasymmetrische Komponente der schwachen Kraft erfolgreich isoliert und gemessen wird.“

Das Team führte das Experiment etwa zwei Jahrzehnte lang mehrmals durch, zählte und charakterisierte die Gammastrahlen und sammelte Daten von diesen Ereignissen basierend auf der Neutronenspinrichtung und anderen Faktoren.

Die Ergebnisse lieferten eine wichtige Information, aber es gibt noch Theorien, die getestet werden müssen.

„Es gibt eine Theorie für die schwache Kraft zwischen den Quarks innerhalb des Protons und des Neutrons, aber die Art und Weise, wie sich die starke Kraft zwischen den Quarks in die Kraft zwischen Proton und Neutron übersetzt, ist nicht vollständig verstanden. Das ist immer noch ein ungelöstes Problem“, sagte Teammitglied Professor W. Michael Snow von der Indiana University.

Er verglich die Messung der schwachen Kraft mit der starken Kraft als eine Art Tracer, ähnlich einem Tracer in der Biologie, der einen interessierenden Prozess in einem System aufzeigt, ohne ihn zu stören.

„Die schwache Wechselwirkung ermöglicht es uns, einige einzigartige Merkmale der Dynamik der Quarks im Kern eines Atoms aufzudecken“, sagte Professor Snow.

D. Blyth et al (NPDGamma-Kollaboration). 2018. Erste Beobachtung der P-ungerade γ Asymmetrie beim polarisierten Neutroneneinfang auf Wasserstoff. Phys. Rev. Lett 121 (24) doi: 10.1103/PhysRevLett.121.242002


Späte Stadien der Sternentwicklung für massereiche Sterne

Sterne mit geringer Masse führen im Alter ein relativ friedliches Leben: Obwohl einige ihre äußeren Hüllen sanft abblasen und wunderschöne planetarische Nebel bilden, bleibt der Großteil des Sterns immer intakt. Schließlich endet der Stern als dichter weißer Zwerg, der langsam abkühlt und verdunkelt und abkühlt und verdunkelt.

Massereiche Sterne hingegen erleben ein kurzes, aber aufregendes Leben, das mit einem Knall und nicht mit einem Wimmern endet. Der Schlüssel ist der Kern des Sterns und die darin ablaufenden Kernreaktionen. Lass uns mal sehen.

Struktur eines massereichen Sterns

Sie erinnern sich vielleicht, dass ein Stern wie unsere Sonne schließlich durch den Wasserstoff in seinem Kern läuft, Helium erzeugt und dann das Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff verschmilzt:

Die Gravitationskräfte auf die Kerne massereicher Sterne treiben den Druck und die Temperatur so hoch, dass zusätzliche Fusionsreaktionen stattfinden: Kohlenstoff und Sauerstoff verschmelzen mit leichteren Kernen zu Neon:

Dann Reaktionen, bei denen Neon zu Silizium wird:

Und schließlich wird aus Silizium Eisen:

Aber die Zeiträume für diese Stufen werden immer kürzer, teils weil die Anfangsmenge jedes Brennstoffs kleiner ist, und teils weil die Reaktionen bei immer höheren Temperaturen ablaufen und daher immer schneller ablaufen. Die letzten Etappen gehen wirklich sehr schnell:

Sie können ein qualitatives (aber nicht quantitatives) Gefühl für die Schnelligkeit der späten Phasen bekommen, indem Sie sich dieses animierte GIF ansehen (das den letzten Phasen viel zu viel Zeit gibt).

Die Kurve der Bindungsenergie

Wenn leichte Elemente – wie Wasserstoff – zu schwereren Elementen – wie Helium – verschmelzen, hat der resultierende Kern weniger Masse als die ursprünglichen Komponenten. Aus der "fehlenden" Masse wird Energie nach Einsteins Gleichung

Es stellt sich jedoch heraus, dass dieses Verfahren für die leichtesten Elemente am effizientesten ist. Wenn man immer schwerere Kerne verschmilzt, wird der Energieanteil immer kleiner. Eine Möglichkeit, dies zu zeigen, ist mit dem Kurve der Bindungsenergie .

  • Wenn Sie Wasserstoff zu Helium fusionieren, erhalten Sie viel Energie pro Reaktion
  • Wenn du Helium zu Kohlenstoff verschmilzt, bekommst du ein wenig Energie pro Reaktion
  • Wenn man Silizium zu Eisen verschmilzt, erhält man pro Reaktion ein kleines bisschen Energie

Die Antwort ist – Sie VERLIEREN Energie! Anstatt Energie zu erzeugen und die Temperatur eines Sternkerns zu erhöhen, werden Fusionsreaktionen mit Eisen Energie ENTFERNEN und die Temperatur senken.

Kernkollaps und -erholung: Supernova

Was passiert also, wenn ein massereicher Stern einen großen Eisenkern aufgebaut hat? Da der Eisenkern in sich selbst gedrückt wird, setzen alle stattfindenden Reaktionen keine Energie frei - sie "saugen" Energie ab und senken die Temperatur des Kerns.

  • sinkende Temperatur führt zu einem niedrigeren Gasdruck.
  • wodurch die Schwerkraft nach innen ziehen kann.
  • was die Dichte erhöht.
  • was die Reaktionsgeschwindigkeit erhöht.
  • was die Temperatur weiter senkt.
  • usw.

Im Bruchteil einer Sekunde kollabiert der eisenreiche Kern des Sterns, von einer etwa erdgroßen Kugel (Radius 6000 km) zu einer Kugel mit einem Radius von nur 50 Kilometern. Wenn der Kern schrumpft, werden die darin enthaltenen Protonen und Elektronen zu Neutronen zusammengedrückt. Neutronen sind eigentümliche Teilchen: Sie widersetzen sich einem engen Zusammenpressen (wenn Sie möchten, können Sie manchmal "Neutronen-Entartungsdruck" nachschlagen). Das Kernkollaps stoppt, wenn der Druck des "Neutronengases" ein kritisches Niveau erreicht.

Beim Kollaps werden auch die Reaktionen freigesetzt, die Protonen und Elektronen in Neutronen umwandeln Neutrinos. Der Kernkollaps eines massereichen Sterns kann einen riesigen Neutrinopuls erzeugen, der in einer einzigen Sekunde mehr Energie enthält, als die Sonne in einer Million Jahren ausstrahlen wird!

Am 23. Februar 1987 um 07:36 UT waren zwei Neutrinodetektoren im Einsatz: einer in einer Salzmine in der Nähe von Cleveland, Ohio, und der andere in Japan. Jeder entdeckte einen kurzen Ausbruch von Neutrinos:

. aber das bemerkte niemand sofort, da die Bursts klein waren und sich nicht stark von der gewöhnlichen Geräuschkulisse abhoben.

Einige Stunden später bemerkten Astronomen auf der Südhalbkugel etwas anderes an der Großen Magellanschen Wolke, einem Satelliten unserer Milchstraße, der am Himmel wie eine leuchtende, ähm, Wolke aussieht:


Bildnachweis und Copyright: AURA NOAO NSF

Die Region innerhalb der Box ist eine große, helle HII-Region, die Tarantelnebel genannt wird. Normalerweise sieht es ungefähr so ​​aus wie auf dem Bild links unten. Aber in dieser Nacht, dem 23. Februar 1987, bemerkten mehrere Astronomen, dass es irgendwie anders war (wie rechts gezeigt):

Es war das sichtbare Licht der Explosion, das schließlich die Erde erreichte. Es dauerte mehrere Stunden, bis sich die Stoßwelle vom Zentrum des Sterns durch die Atmosphäre des Sterns nach außen bewegte und die Photosphäre (die "Oberfläche") erreichte, wodurch schließlich sichtbares Licht entstand.

Wir glauben jetzt, dass diese Veranstaltung, genannt Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke, trat auf, als der Kern eines massereichen Sterns plötzlich zusammenbrach. Im Laufe der nächsten Minute oder so fielen die inneren Schichten des Sterns auf den superdichten Kern. Die Kollision dieser Schichten mit dem Kern erzeugte eine Stoßwelle, die mit Tausenden von Kilometern pro Sekunde nach außen schießt. Die Stoßwelle riss durch die äußeren Schichten des Sterns, erhitzte sie auf Millionen von Grad und schob sie heftig nach außen. Mehrere Stunden nach dem Einsturz des Kerns durchbrach die Stoßwelle die Oberfläche, die äußeren Schichten explodierten plötzlich und strahlten wie verrückt Röntgenstrahlen, ultraviolettes und sichtbares Licht aus.

Hier sind einige Kurzfilme, die andere Supernovae zeigen, die in weiter entfernten Galaxien explodieren. Beachten Sie, wie hell die Supernova im Vergleich zu ihrer Wirtsgalaxie ist.

SN 1998dh in NGC 7541 (Dank an Tim K.)

SN 1998S in NGC 3877 (Dank an Pedro Re')

Für einige Wochen kann die Supernova eine ganze Galaxie mit ihren Hunderten von Milliarden Sternen in den Schatten stellen. Wenn die sich ausdehnende Gashülle jedoch ihre Energie abstrahlt, beginnt sie sich abzukühlen. Die Supernova verblasst allmählich und verdunkelt sich nach drei oder vier Monaten auf etwa 1 Prozent ihrer Spitzenintensität.

Im Laufe der Jahre wird die Hülle aus ausgestoßenem Gas kühler und kühler, dunkler und dunkler – aber auch immer größer. 1993 explodierte eine Supernova in der nahegelegenen Galaxie M81:

Radioastronomen konnten beobachten, wie sich die Gashülle mit der Zeit ausdehnte, nachdem sie vom Stern geblasen wurde:

In unserer eigenen Galaxie können wir die Überreste einer Supernova sehen, die im Jahr 1054 explodierte: der Krebsnebel. Aufnahmen aus den Jahren 1973 und 2000 zeigen die anhaltende Expansion des Gases.

Nach Zehntausenden von Jahren beginnt das ausgestoßene Material mit dem allgemeinen interstellaren Medium zu verschmelzen.

Es wird andere Wolken mit den schweren Elementen anreichern, die sich einst tief im Inneren des Sterns befanden, Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff, Kalium, Kalzium und Eisen. Die Atome, aus denen Ihr Körper besteht, wurden einst in einer Supernova in den Weltraum geblasen.

Für mehr Informationen

  • Die Kurve der Bindungsenergie von John McPhee beschreibt Kernreaktionen aus der Sicht eines Bombenkonstrukteurs. Die RIT-Bibliothek hat eine Kopie.
  • Informationen zu Neutrinos aus SN 1987A
  • Die Supernova-Seiten von Pedro Re enthalten viele, viele Bilder der jüngsten Supernovae und mehrere animierte GIFs.
  • Die Supernova-Site von Dave Bishop ist eine der besten Quellen für detaillierte Informationen über die jüngsten Supernovae.
  • Die Animationsseite des Chandra-Observatoriums enthält Filme, die Simulationen von Supernova-Explosionen und reale Beobachtungen von Supernova-Überresten zeigen.
  • Als Postdoc habe ich vorsichtige Lichtkurven einiger Supernovae gemacht. Seufzer. Die guten alten Tage :-)

Copyright & Kopie Michael Richmond. Dieses Werk ist unter einer Creative Commons-Lizenz lizenziert.


Variationen von Typ-II-Supernovae

Typ-II-Supernovae werden anhand ihrer Lichtkurven kategorisiert, wie unten beschrieben. Es gibt jedoch verschiedene Merkmale, die mit der Variation der Supernova zusammenhängen, die sie durchlaufen werden.

Supernovae vom Typ II-p werden von Sternen erwartet, die bis zu etwa 90 Mal die Masse der Sonne haben und eine hohe Metallizität aufweisen.

Supernovae vom Typ II-L werden von Sternen etwa der vorherigen Masse erwartet, aber mit einer geringeren Metallizität.

Supernovae vom Typ II-n sind Supernovae mit schmalen Wasserstofflinien in ihren Emissionsspektren.


Maßnahmen zur Entartung von Protonen? - Astronomie

In den letzten zwei Jahrzehnten wurde viel über den TeV-Gammastrahlenhimmel gelernt. Im Folgenden konzentrieren wir uns auf die Fortschritte, die in letzter Zeit bei einigen ausgewählten Themen erzielt wurden. Dieser Artikel soll ein Update zu einem früheren Review (Cui 2006) bieten.

Der genaue Mechanismus zur Erzeugung der detektierten TeV-Photonen in einer astronomischen Umgebung ist noch nicht vollständig verstanden. Sie variiert höchstwahrscheinlich von einer Quellenklasse zur anderen oder sogar von einer Quelle zur anderen innerhalb derselben Klasse. Die vorgeschlagenen theoretischen Szenarien lassen sich in zwei große Kategorien unterteilen, leptonische Modelle und hadronische Modelle, obwohl auch Hybridszenarien vorgestellt wurden. Die Modelle unterscheiden sich hauptsächlich in der physikalischen Natur der Gammastrahlen emittierenden Teilchen. Obwohl die Details für verschiedene Klassen von Quellen variieren, sind die allgemeinen Merkmale ziemlich ähnlich.

In leptonischen Modellen werden TeV-Gammastrahlen der inversen Compton (IC)-Streuung niederenergetischer Photonen durch relativistische nicht-thermische Elektronen (oder Positronen) zugeschrieben. Die Quellen von Seed-Photonen können von Synchrotronstrahlung der Leptonen selbst stammen (dh Synchrotron-Selbst-Compton, kurz SSC) oder von externen Strahlungsfeldern, die z. B. mit Akkretionsscheiben, Scheibenkorona, Begleitstern, Breitlinien- Region oder staubigen Torus, oder von kosmischer Hintergrundstrahlung oder einer Kombination davon. In hadronischen Modellen wird angenommen, dass die TeV-Gammastrahlung mit dem Zerfall von 0 in Verbindung steht, das in erzeugt werden kann pp oder p Wechselwirkungen, oder in manchen Fällen sogar mit der Synchrotronstrahlung von ultrarelativistischen Protonen in einem starken Magnetfeld. In Wirklichkeit ist es durchaus möglich, dass sowohl leptonische als auch hadronische Prozesse funktionieren, was die Hybridszenarien ergibt, aber nicht notwendigerweise gleichermaßen zur beobachteten Gammastrahlung beiträgt.

Eine verwandte Frage betrifft die Beschleunigung von Teilchen in astronomischen Umgebungen, die noch weniger verstanden ist. Es wird oft angenommen, dass starke Schocks über den Fermi-Mechanismus erster Ordnung verantwortlich sind. Dies hat eine theoretische Grundlage für die Suche nach GeV-TeV-Gammastrahlen aus Quellen geschaffen, von denen bekannt ist, dass sie starke Schocks erzeugen. Der Ansatz ist in der Praxis recht erfolgreich. Die stationäre spektrale Energieverteilung beschleunigter Teilchen wird durch das Gleichgewicht der Zeitskalen in Bezug auf Beschleunigungs-, Erwärmungs- und Abkühlungsprozesse bestimmt. Bei sich schnell ändernden Quellen können jedoch Nichtgleichgewichtseffekte bei der Untersuchung von z. B. der spektralen Variabilität sehr wichtig werden. In solchen Fällen müssen zeitabhängige Berechnungen durchgeführt werden.

Aktive galaktische Kerne (AGNs) gehörten zu den ersten Quellen, die bei TeV-Energien entdeckt wurden, und sind die größte Quellenpopulation für die TeV-Gammastrahlen-Astronomie geblieben. Anfänglich wurden die TeV-Gammastrahlen emittierenden AGNs ausschließlich in BL Lac-Objekten bei relativ geringen Rotverschiebungen gefunden. Mit niedrigeren Energieschwellen und besseren Empfindlichkeiten, die die neue Generation bodengestützter Gammastrahlen-Observatorien bietet, wurden in den letzten Jahren an drei Fronten bedeutende Fortschritte erzielt: (1) eine stark verbesserte Qualität der Multiwellenlängendaten einiger heller TeV-Blazare für detaillierte untersucht (2) den Nachweis von Flachspektrum-Radioquasaren, deren Gammastrahlen-Ausgangsleistung bei niedrigeren Energien als BL Lac-Objekte seinen Höhepunkt erreicht, und (3) den Nachweis von AGNs bei höheren Rotverschiebungen.

BL Lac-Objekte und Flachspektrum-Radioquasare gehören beide zu einer Unterklasse von AGNs, die als Blazare bekannt sind. Es ist bekannt, dass Blazare über fast das gesamte elektromagnetische Spektrum sehr variabel sind und Flares von einer Dauer von wenigen Minuten oder Ausbrüche von einer Dauer von mehreren Monaten erzeugen. Dies, zusammen mit der nicht-thermischen Natur ihrer Emission, impliziert, dass die Photonen von Blazaren höchstwahrscheinlich von den Jets stammen, die grob auf uns gerichtet sind (Urry & Padovani 1995). Eine solche Strahlemission, die sowohl in der Intensität als auch in der Energie Doppler-verstärkt ist, dominiert die Strahlung von allen anderen Quellen (z. B. Akkretionsflüssen). Daher sind Blazare ausgezeichnete Labore, um physikalische Prozesse in den Jets von AGNs (oder vielleicht von Schwarzen-Loch-Systemen im Allgemeinen) zu untersuchen. Nicht alle Blazare sind als TeV-Gammastrahlen-Emitter etabliert. Diejenigen, die ausnahmslos eine charakteristische spektrale Energieverteilung mit zwei Spitzen (SED) aufweisen, wobei einer der Spitzen bei keV-Energien und der andere bei TeV-Energien liegt (siehe Abb. 3 für ein Beispiel). Es ist zu sehen, dass sich die beiden Peaks während eines großen Flares (oder Ausbruchs) in korrelierter Weise verschieben. Darüber hinaus neigen sowohl die Röntgen- als auch die Gammastrahlenspektren eines Blazars dazu, flacher zu werden, wenn die Quelle heller wird.

Es wurden verschiedene Modelle vorgeschlagen, um die Breitband-SED von TeV-Gammastrahlen-Blazars zu erklären. Sowohl leptonische als auch hadronische Modelle schreiben den niederenergetischen SED-Peak der Synchrotronstrahlung von relativistischen Elektronen (und Positronen) in den Jets zu, unterscheiden sich jedoch im Ursprung des energiereicheren Peaks. Die leptonischen Modelle verwenden den IC-Prozess, um die Gammastrahlung von Blazaren zu erklären. Die Seed-Photonen können die von denselben Elektronen emittierten Synchrotron-Photonen sein (z. B. Maraschi et al. 1992 Bloom & Marscher 1996) oder von Quellen außerhalb des Jets stammen (z. B. Dermer et al. 1992, Sikora et al. 1994). Solche Modelle sind stark motiviert durch die offensichtliche Korrelation zwischen Röntgen- und TeV-Variabilitäten sowie durch die Form der gemessenen SEDs. Allerdings werden die einfachen (also häufig verwendeten) homogenen Modelle zunehmend durch Beobachtungen in Frage gestellt. Zum Beispiel ist jetzt ziemlich klar, dass Einzonen-SSC-Modelle die gemessenen Breitband-SEDs von TeV-Gammastrahlen-Blazaren nicht berücksichtigen können, mehr "Zonen" werden mit ziemlicher Sicherheit benötigt, um die Radio- und optische Emission zu erklären (siehe z ). Mit zunehmender Qualität der Multiwellenlängendaten hat sich außerdem herausgestellt, dass die Korrelation zwischen Röntgen- und Gammastrahlen ziemlich schwach ist (Bazejowski et al. 2005 Horan et al. 2009) oder in einigen Fällen sogar fehlt (Acciari et al. 2009b). Die vielleicht größte Herausforderung ergibt sich aus der Entdeckung von TeV-Gammastrahlen-Flares, die entweder keine Gegenstücke bei Röntgenenergien haben oder zeitlich deutlich von ihren Röntgen-Gegenstücken versetzt sind (Krawczynski et al. 2004 Bazejowski et al. 2005) . Letztere werden manchmal als "orphan TeV Flares" bezeichnet, obwohl sie möglicherweise keine echten Waisen sind (siehe Diskussion in Bazejowski et al. 2005). Inhomogene Modelle wurden vorgeschlagen (z. B. Ghisellini et al. 2005). Es bleibt abzuwarten, ob sie alle beobachteten Eigenschaften von TeV-Blazaren erklären können.

Hadronische Prozesse sind komplizierter. Sie könnten eine protoneninduzierte Kaskade beinhalten (Mannheim & Biermann 1992) oder) pp Kollisionen (Dar & Laor 1997 Beall & Bednarek 1999 Pohl & Schlickeiser 2000), aber alles läuft auf 0 Zerfall für die Gammastrahlenproduktion hinaus (mit möglichem Beitrag von relativistischen Leptonen über den IC-Prozess). Für TeV-Gammastrahlen-Blazare wurde jedoch argumentiert, dass der 0-Zerfall möglicherweise nicht wichtig ist, es ist die Synchrotronstrahlung von ultrarelativistischen Protonen in einem starken Magnetfeld, die für die beobachteten TeV-Photonen von Blazaren verantwortlich ist (Aharonian 2000 M& #252cke et al., 2003). Die hadronischen Modelle sind auch in der Lage, die breitbandigen SEDs von Blazaren zu beschreiben (Aharonian et al. 2005f) und prinzipiell die keV-TeV-Korrelation zu erklären, wenn ein nennenswerter Anteil der Röntgenemission von Synchrotronstrahlung von sekundär Leptonen (die aus dem Zerfall geladener Pionen stammen). In diesem Fall ist die Flexibilität ziemlich groß, da die mitbeschleunigten Primärelektronen möglicherweise auch in signifikanter Weise zum Röntgenband beitragen. Dies könnte die Streuungen in der keV-TeV-Korrelation erklären. Wie die leptonischen Modelle stehen jedoch auch die hadronischen Modelle vor der Herausforderung, beispielsweise die „verwaisten“ TeV-Gammastrahlen-Flares zu erklären.

Um „verwaiste“ TeV-Gammastrahlen-Flares zu erklären, beschwor Böttcher (2005) ein Szenario, in dem sowohl relativistische Elektronen als auch Protonen eine bedeutende Rolle bei der Gammastrahlen-Erzeugung spielen. In diesem Fall wird der "verwaiste" TeV-Gammastrahlen-Flare durch relativistische Protonen in den Jets, die mit extern reflektierten Synchrotronphotonen wechselwirken, die mit einem früheren Röntgen-/TeV-Flare verbunden sind, der selbst mit relativistischen Elektronen (d. h. Synchrotron + SSC) in den Jets. Das Fehlen eines IC-Signals, das von der Wechselwirkung zwischen den relativistischen Elektronen in den Jets und den von außen reflektierten Photonen erwartet wird, ist den Klein-Nishina-Effekten zuzuschreiben. Das Zeitintervall zwischen dem primären Röntgen-/TeV-Flare und dem "verwaisten" Flare in 1ES 1959+650 scheint mit der Ausbreitung von Synchrotronphotonen vom primären Flare (zu einer externen Wolke und zurück zu den Jets) konsistent zu sein, mit die gewählten Modellparameter.

Ein vielversprechender und relativ modellunabhängiger Ansatz zur Unterscheidung der Modelle besteht darin, die Variabilität von TeV-Gammastrahlenblazaren auf sehr kurzen Zeitskalen (< 1 Stunde) zu untersuchen. Eine solche schnelle Variabilität wurde erstmals bei Mrk 421 bei TeV-Energien in Form eines spektakulären Flares beobachtet (Gaidos et al. 1996). Ähnliche Flares wurden später auch bei keV-Energien beobachtet (Cui 2004). Tatsächlich haben die hochwertigen Röntgendaten eine hierarchische Natur des Flaring-Phänomens enthüllt. Wie in Abb. 4 dargestellt, werden Röntgenstrahlungseruptionen auf einer Vielzahl von Zeitskalen beobachtet. Im Vergleich zu Mrk 501 scheint es, dass je häufiger Flaring auf einer Zeitskala auftritt, desto häufiger tritt es auf anderen Zeitskalen auf (Xue & Cui 2005). Vor kurzem wurde in PKS 2155-304 (Aharonian et al. 2007b) und Mrk 501 (Albert et al. 2007) eine TeV-Gammastrahlenvariabilität auf einer Zeitskala von Minuten beobachtet. Aus allgemeinen physikalischen Gründen sind diese winzigen TeV-Gammastrahlen-Flares sehr schwer (wenn überhaupt möglich) vom Proton-Synchrotron-Mechanismus aufzunehmen - ein unangemessen großes Magnetfeld wäre erforderlich, um die Synchrotron-Abkühlzeit der Protonen zu erreichen der beobachteten Variabilitätszeitskala.

Auch für leptonische Modelle stellen die winzigen Gammastrahlen-Flares eine Herausforderung dar. Zum Beispiel impliziert der beobachtete TeV-Flare von PKS 2155-304 nicht nur einen sehr kompakten Emissionsbereich (vergleichbar mit dem Schwarzschild-Radius von 10 9 M Schwarzes Loch!) aber erlegt a niedriger Begrenzung des Dopplerfaktors der Massenbewegung (> 100), der unangenehm groß ist (basierend auf Verteilungen, die aus Radiobeobachtungen abgeleitet wurden). Das Problem kann durch die Einführung zusätzlicher Funktionen in die Modelle, wie beispielsweise der Strahlungsverzögerung von Jets, gemildert werden (Levinson 2007). Andererseits würde ein großer Dopplerfaktor für externe IC-Prozesse sprechen (Begelman et al. 2008). Die zusätzliche Komplexität bietet mehr Spielraum bei der Anwendung der Modelle auf die Daten. Simultane SED-Modellierung hilft bei der Bereitstellung zusätzlicher Einschränkungen, aber es besteht die Tendenz, dass viel Degeneration verbleibt. Die Situation kann verbessert werden, indem eine ausreichend große Stichprobe von schnellen Flares sowohl bei keV- als auch bei TeV-Energien beobachtet wird. Dies ist eine Beobachtungsherausforderung geblieben, denn es erfordert eine dedizierte Überwachung auf den beiden Wellenbändern sowie viel Glück!

Theoretisch ist der genaue Mechanismus, der das Aufflammen von Blazaren verursacht, noch nicht verstanden. Die Flares könnten letztendlich mit internen Schocks in den Jets (Rees 1978, Spada et al. 2001) oder mit dem starken Ausstoß neuer Komponenten des relativistischen Plasmas in den Jet zusammenhängen (zB Böttcher et al. 1997 Mastichiadis & Kirk 1997) , oder zu magnetischen Wiederverbindungsereignissen (wie Sonneneruptionen Lyutikov 2003). Die Amplitude und Dauer der Flares spiegeln wahrscheinlich die Energetik und die physikalischen Zeitskalen wider, die an den Prozessen beteiligt sind. Es ist bekannt, dass sich der SED eines TeV-Gammastrahlen-Blazars während eines größeren Ausbruchs (oder einer Flare mit einer Dauer von Wochen bis Monaten) signifikant entwickelt. Sowohl die Röntgen- als auch die Gammastrahlenspektren neigen dazu, sich abzuflachen, wenn die Quelle heller wird (z. B. Xue et al. 2006 Krennrich et al. 2002 siehe jedoch Acciari et al. 2009b). Es wurde gezeigt, dass die beobachtete spektrale Variabilität der Röntgenstrahlung eine Änderung mehrerer wichtiger physikalischer Parameter erfordert (Xue et al. 2006), einschließlich der Gesamtenergie, des Spektralindex und des maximalen Lorentz-Faktors der Synchrotron-emittierenden Elektronen sowie des Magnetfelds , im Gegensatz zu einem einzelnen Parameter (wie von Konopelko et al. 2003 argumentiert).

Derzeit befinden sich die vorgeschlagenen Modelle für Blazare noch im Stadium der vorausgesetzt eine spektrale Energieverteilung für strahlende Teilchen. Normalerweise wird keine detaillierte Behandlung der Teilchenbeschleunigung vorgenommen. Es ist gängige Praxis, ein einfaches Potenzgesetz für die Partikelverteilung zu verwenden, obwohl eine ausgefeiltere Behandlung unter Berücksichtigung des Gleichgewichts zwischen Beschleunigung, Erwärmung und Abkühlung der Partikel zu komplizierteren Verteilungen führt. Im Prinzip schränkt das beobachtete Gammastrahlenspektrum von Blazaren den Teilchenbeschleunigungsprozess entweder in leptonischen oder hadronischen Szenarien ein. Zu diesem Zweck ist eine jüngste Überraschung das ungewöhnlich harte intrinsisch Gammastrahlenspektrum von Blazaren bei moderaten Rotverschiebungen. Um das intrinsische Spektrum zu erhalten, müssen die Effekte der Gammastrahlenabsorption aufgrund der diffusen infraroten Hintergrundstrahlung korrigiert werden (siehe Abschnitt 2.2). Selbst bei minimal möglicher Absorption erweist sich das intrinsische Gammastrahlenspektrum von z. B. 1ES 1101-232 als extrem hart (Aharonian et al. 2006e). Dies könnte einen tiefgreifenden Einfluss auf unser Verständnis der Teilchenbeschleunigung in den Jets von AGNs haben.

Bis vor kurzem stellten BL Lac-Objekte die einzige Art von AGNs dar, die TeV-Gammastrahlen emittieren. Mit dem Nachweis von 3C 279 (Errando et al. 2008) haben sich Flachspektrum-Radioquasare als lebensfähige Quellenpopulation für die TeV-Gammastrahlen-Astronomie herausgestellt. Ebenso bedeutsam ist die Entdeckung von BL Lac-Objekten wie W Comae und 3C 66A und (Acciari et al. 2008a, 2009a), deren SED-Peaks zwischen den traditionellen TeV-BL Lac-Objekten und Flachspektrum-Radioquasaren liegen, as die Beobachtung beginnt, das gesamte Kontinuum des Blazar-Phänomens abzudecken.

Die einzigen AGN, die bei TeV-Energien nachgewiesen wurden und kein Blazar sind, sind M 87 (Aharonian et al. 2003 Acciari et al. 2008b Albert et al. 2008a) und Cen A (Aharonian et al. 2009). Beide Quellen werden als FR I-Radiogalaxie klassifiziert. M 87 gilt seit geraumer Zeit als Quelle ultrahochenergetischer Teilchen (Ginsburg & Syrovatskii 1964. In diesem Sinne ist der Nachweis von M 87 bei TeV-Energien keine völlige Überraschung. Wie bei Blazaren wurde auch die TeV-Gammastrahlung von M 87 sowohl im leptonischen als auch im hadronischen Szenario modelliert.Im leptonischen Modell wird M 87 einfach als "fehlausgerichteter Blazar" (Bai & Lee 2001) betrachtet, mit dem TeV Gammastrahlen, die aus dem IC-Prozess stammen.

In jüngerer Zeit wurde beobachtet, dass M 87 auf einer Zeitskala von Tagen bei TeV-Energien variiert (Aharonian et al. 2006h), was auf eine sehr kompakte Region der Gammastrahlung in unmittelbarer Nähe des Schwarzen Lochs schließen lässt. Der zuvor favorisierte HST-1-Hot-Spot (z. B. Stawarz et al. 2006) scheint durch die beobachtete Gammastrahlen-Variabilität ausgeschlossen worden zu sein. Die neuen Variabilitätseinschränkungen haben die Entwicklung ausgefeilterer leptonischer Modelle veranlasst (Lenain et al. 2008 Tavecchio & Ghisellini

zitierenTavecchio08). Alternativ führen die hadronischen Modelle die Gammastrahlen der Synchrotronstrahlung von Protonen zu (Protheroe et al. 2003). Solche Modelle wurden nicht so sehr mit Beobachtungen untersucht wie die leptonischen Modelle.

In vielerlei Hinsicht ähnelt Cen A M 87, daher könnten auch in dieser Quelle dieselben physikalischen Prozesse ablaufen. Da sie die nächste bekannte aktive Galaxie ist, könnten ihre inneren Jets-Strukturen mit Gammastrahlen-Experimenten der nächsten Generation auflösbar sein und könnten somit ein hervorragendes Labor für die Untersuchung der Teilchenbeschleunigung in unmittelbarer Nähe von Schwarzen Löchern bieten.

Der Krebsnebel ist der erste Pulsarwindnebel (PWN), der bei TeV-Energien entdeckt wurde.Die TeV-Gammastrahlenemission ist noch räumlich unaufgelöst, obwohl der Großteil der Emission eindeutig mit dem Pulsarwind verbunden ist. Erst kürzlich berichtete die MAGIC-Kollaboration über den Nachweis von Gammastrahlen aus dem Pulsar selbst mit Hilfe eines speziellen Auslöseschemas (Aliu et al. 2008). Dies ist ein sehr bedeutendes Ergebnis, da es viel Licht in die Frage der Gammastrahlungsproduktion in Pulsaren bringen könnte, die seit der Detektion von Pulsaren durch EGRET eine lange und intensive Debatte geführt hat.

Pulsare stehen seit langem im Verdacht, eine Quelle galaktischer kosmischer Elektronen zu sein, daher ist es an sich keine Überraschung, Gammastrahlen von ihnen zu sehen. Die Aussicht, mit Gammastrahlen Teilchenbeschleunigung und Strahlungsprozesse in einer Neutronensternumgebung zu untersuchen, ist dagegen sehr spannend. Nun, da die ersten Ergebnisse von Fermi auf Pulsaren einen Ursprung von Gammastrahlen in der Nähe der Polkappe von Neutronensternen auszuschließen, zumindest für einige Pulsare (Abdo et al. 2009a), besteht mehr Hoffnung auf weitere Pulsare bei TeV-Energien.

Die erste Quelle, die eine ausgedehnte TeV-Gammastrahlung zeigt, ist RX J1713.7-3946 (Aharonian et al. 2004a), ein schalenartiger Supernova-Überrest (SNR). Das exquisite Gammastrahlenbild der Quelle (wie in Abb. 5 gezeigt) hat unserer Meinung nach das Feld wirklich auf ein neues Niveau gehoben. Erstmals erfolgt die Bildgebung mit einer Auflösung von Bogenminuten bei TeV-Energien. Dies hat nicht nur morphologische Studien der ausgedehnten Gammastrahlenemission über mehrere Wellenbänder ermöglicht, sondern ist auch entscheidend für die Crossband-Identifizierung neuer Quellenpopulationen. Um die Dinge prospektiv zu betrachten, war die Natur von Gammastrahlenausbrüchen (GRBs) schwer fassbar geblieben, bis die Bildgebung ihres Röntgen-Nachleuchtens eine Auflösung von Bogenminuten mit . erreichte BeppoSAX. Die Zahl der TeV-Gammastrahlen emittierenden PWNe und SNRs hat in den letzten fünf Jahren rapide zugenommen. Sie sind die dominierende Population unter den galaktischen TeV-Gammastrahlenquellen.

Die Entdeckung der TeV-Gammastrahlenemission von SNRs hat viele auf diesem Gebiet erleichtert, da es fast selbstverständlich ist, dass sie die Hauptquelle der galaktischen kosmischen Strahlung sind. Es fehlen jedoch noch direkte Beweise für den Zusammenhang der beobachteten Gammastrahlen mit hadronischen Prozessen, da die beobachtete Gammastrahlen-Emission sowohl von leptonischen als auch von hadronischen Szenarien aufgenommen werden kann (in beiden Fällen nicht ohne Probleme). In leptonischen Modellen wird angenommen, dass TeV-Photonen bei der IC-Streuung von hauptsächlich CMB-Photonen durch relativistische Elektronen erzeugt werden, die durch einen starken Stoß am äußeren Rand eines SNR beschleunigt werden (z. B. Ahronian et al. 2006b, 2005a Brogan et al. 2005), obwohl in einigen Fällen andere Quellen von Seed-Photonen (z. B. Sternenlicht) erforderlich sein können, um die beobachtete Breitband-SED zu erklären. Für RX J1713.7-3946 können die leptonischen Modelle natürlich die beobachtete räumliche Koinzidenz zwischen den Röntgen- und TeV-emittierenden Regionen erklären, da Röntgenphotonen der Synchrotronstrahlung derselben Elektronen zugeschrieben werden. Quantitativ ist jedoch ein geringes Magnetfeld (B < 15 &mu G) in der Schale wäre erforderlich, um die beobachtete SED zu berücksichtigen (Aharonian et al. 2006b), die im Widerspruch zu der beobachteten Röntgenvariabilität der Schale auf einer Zeitskala von etwa einem Jahr zu stehen scheint (Uchiyama et al. 2007).

Andererseits kann die beobachtete TeV-Emission von SNRs auch als Produkt des Zerfalls neutraler Pionen erklärt werden, die bei der Kollision zwischen den relativistischen Protonen und dem umgebenden Medium entstehen (Aharonian et al. 2006b). In diesem Fall besteht die Herausforderung darin, die beobachtete räumliche Korrelation zwischen Röntgenstrahlen und TeV zu berücksichtigen. Man kann Röntgenstrahlen entweder auf Synchrotronstrahlung zurückführen von mitbeschleunigt Elektronen oder rufen eine korrelierte Verstärkung des Magnetfelds und der Dichte des umgebenden Mediums hervor (Aharonian et al. 2006b). Derzeit kann man fairerweise sagen, dass es keine schlüssigen Beweise für die Beschleunigung von Protonen in SNRs gibt. Etwas beunruhigend ist, dass dies nicht an einer unzureichenden Qualität der Gammadaten liegt. Zum Beispiel ist das Gammastrahlenspektrum von RX J1713.7-3946 über drei Jahrzehnte energetisch von hoher Qualität, von etwa 0,1 TeV bis fast 100 TeV (Aharonian et al. 2007a)! In diesem speziellen Fall scheinen die Beobachtungen mit mehreren Wellenlängen jedoch einen hadronischen Ursprung zu begünstigen (Tanaka et al. 2008), da er eine vernünftigere Anpassung an den SED liefert und auch die Röntgenvariabilität auf der Jahresskala erklären kann.

Für PWNe sind leptonische Szenarien wahrscheinlicher, was durch ähnliche Morphologien bei keV- und TeV-Energien gestützt wird. Die Röntgenemission wird mit Synchrotronstrahlung von relativistischen Elektronen in Verbindung gebracht, während TeV-Gammastrahlen über IC-Prozesse erzeugt werden, wobei Seed-Photonen hauptsächlich aus dem CMB stammen (z. B. Aharonian et al. 2005b, 2005d, 2006a, 2006f). Interessanterweise gibt es jedoch auch Fälle, in denen eine geringe morphologische Übereinstimmung zwischen TeV-Gammastrahlen- und Röntgenbildern besteht. Abb. 6 zeigt ein solches Beispiel. Die Verbindung zwischen HESS J1825-137 und dem mit PSR B1823-13 assoziierten PWN wurde basierend auf ähnlichen asymmetrischen Verteilungen bei TeV- und keV-Energien ungefähr in Nord-Süd-Richtung hergestellt (Aharonian et al. 2005d). Die Gammastrahlung ist jedoch viel ausgedehnter als die Röntgenstrahlung, und die beiden sind deutlich gegeneinander versetzt. Dies hat die Identifizierung einiger TeV-Gammastrahlenquellen erhöht, die sich in der Nähe von Pulsaren befinden (und daher mit PWNe in Verbindung gebracht werden könnten, z. B. Cui & Konopelko 2007 Chang et al. 2008). Es wurden plausible Ursachen für die morphologischen Unterschiede vorgeschlagen (Aharonian et al. 2005d). Wir denken, dass die Herausforderung darin besteht, auf natürliche Weise zu erklären, warum die Prozesse (z. B. Diffusion über die PWN-Grenze) in Systemen nicht ablaufen, in denen die Röntgen- und Gammastrahlenbilder gut übereinstimmen.

Aus historischer Sicht haben Röntgen-Binärdateien eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung der TeV-Gammastrahlen-Astronomie gespielt. Sie gehören zu den allerersten Quellen, die in den 70er und 80er Jahren als TeV-Gammastrahler bezeichnet wurden. Die durch solche Behauptungen angeheizte Kettenreaktion trug dazu bei, die Dynamik zur Entwicklung ausgefeilterer Experimente und Datenanalysetechniken zu generieren und aufrechtzuerhalten, was letztendlich zur Etablierung und zum Erfolg eines aufregenden Felds führte. Es ist jedoch ironisch, dass keiner der frühen behaupteten Entdeckungen von Röntgen-Binärdateien jetzt als glaubwürdig angesehen wird, weil die Quellen mit den neuen und viel empfindlicheren Experimenten in den letzten zwei Jahrzehnten oder so nicht gesehen wurden. Während man sich immer auf einmalige vorübergehende Phänomene berufen könnte, um die modernen Nicht-Erkennungen wegzuerklären, scheint es für die Quellenpopulation als Ganzes ein zu großer Zufall zu sein, auf diese Weise zu kooperieren!

Erst vor einigen Jahren wurde über den ersten glaubwürdigen Nachweis einer Röntgen-Binärdatei (PSR B1259-63) berichtet (Aharonian et al. 2005e). Die Quelle besteht aus einem 48-ms-Radiopulsar und einem Be-Stern in einer hochexzentrischen Umlaufbahn (mit einer Periode von

3,4 Jahre). Be Sterne sind als schnelle Rotatoren bekannt, die einen dichten äquatorialen Wind erzeugen. Wenn der Neutronenstern durch den Wind geht, wird angenommen, dass eine verstärkte Akkretion auf den Neutronenstern (aufgrund des Einfangens von Wind) für die zuvor in den Röntgen- und weichen Gammastrahlenbändern beobachteten Aktivitäten verantwortlich ist. Darüber hinaus könnte die Kollision zwischen Pulsarwind und Sternwind zur Bildung eines starken Schocks führen, der sich nicht grundlegend von der Bildung von PWN unterscheidet, obwohl sich die Winddynamik in einem Doppelsternsystem sicherlich von der um einen isolierten Neutronenstern unterscheidet.

Die beobachteten TeV-Gammastrahlen können von den relativistischen Elektronen stammen, die durch den Schock über den IC-Prozess beschleunigt werden. In diesem Fall werden die Seed-Photonen jedoch wahrscheinlich von der Strahlung des Be-Sterns dominiert. Angesichts dessen würde man eine starke Bahnmodulation der TeV-Gammastrahlung erwarten, die vorhanden zu sein scheint. Auch die TeV-Gammastrahlenemission variiert signifikant über die Umlaufbahn, wie in Fig. 7 gezeigt. Es ist interessant festzustellen, dass die TeV-Emission beim Periastrondurchgang in einer Flaute zu sein scheint. Im Allgemeinen ist die beobachtete Lichtkurve nicht mit einfachen IC-Szenarien kompatibel (Aharonian et al. 2005e). Es wurde keine detaillierte hadronische Modellierung durchgeführt. Angesichts des Vorhandenseins einer dichten Windscheibe um den Be-Stern ist die pp Der Prozess könnte hier sehr effizient sein und neutrale Pionen produzieren, die dann zerfallen, um die detektierten Gammastrahlen zu erzeugen (Kawachi et al. 2004).

Während seiner Untersuchung der galaktischen Zentralregion entdeckte HESS ein weiteres Röntgen-Binärgerät, LS 5039 (Aharonian et al. 2005g]). Die Quelle war die einzige punktförmige Quelle, die in der Umfrage entdeckt wurde. Es ist nur etwa 1° von HESS J1825-137 (einem wahrscheinlichen PWN) entfernt, was erneut die Notwendigkeit einer hochauflösenden Bildgebung für eine solche Entdeckung verdeutlicht. LS 5039 wurde ursprünglich von Motch et al. (1997) unter Verwendung von ROSAT-Daten als wahrscheinliches High Mass X-ray Binary (HMXB) System, mit einem O7V(f) leuchtenden Begleiter in einer Entfernung von 3 kpc. Die nichtthermische Synchrotron-Radioemission wurde später von Marté et al. entdeckt. (1998) unter Verwendung des Very Large Array (VLA). Die RXTE-Beobachtungen von Ribó et al. (1999) zeigen ein bis zu 30 keV reichendes hartes Röntgenspektrum, das mit einem Potenzgesetz (plus einer starken Eisenlinie mit einem Zentrum bei 6,6 keV) zufriedenstellend angepasst werden kann. Radiointerferometrische Beobachtungen mit dem Very Long Baseline Array (VLBA) von Paredes et al. (2000) zerlegten die Quelle in bipolare Radiojets im Millibogensekundenbereich, was darauf hindeutet, dass LS 5039 ein Mikroquasar sein könnte. Dies wird durch dynamische Maßnahmen unterstützt, die das Vorhandensein eines Schwarzen Lochs von 3,7 M im System zu begünstigen scheinen (Casares et al. 2005b), obwohl die Unsicherheit immer noch recht groß ist.

Die Umlaufzeit von LS 5039 beträgt nur ca. 3,9 Tage, so dass es relativ einfach ist, die Orbitaleffekte auf die Gammastrahlung zu quantifizieren (im Vergleich zu PSR B1259-63). Wie in Abb. 8 gezeigt, ist nicht nur die Modulation des Gammastrahlenflusses entlang der binären Umlaufbahn gut etabliert, das beobachtete Gammastrahlenspektrum zeigt auch ein sehr interessantes Variabilitätsmuster (Aharonian et al. 2006g). Das Muster ist auf natürliche Weise nicht leicht zu verstehen, es könnte einfach zumindest teilweise eine Änderung der spektralen Energieverteilung von strahlenden Teilchen entlang der Umlaufbahn widerspiegeln (z. B. Sierpowska-Bartosik & Torres 2009b). Natürlich wird erwartet, dass auch andere Effekte eine bedeutende Rolle bei der Orbitalmodulation von Gammastrahlen spielen, einschließlich anisotroper IC-Streuung, Dämpfung aufgrund von Paarbildung und anschließender elektromagnetischer Kaskade und adiabatischer Verluste (z. B. Khangulyan et al. 2008).

Auch die rätselhafte Gammastrahlenquelle LS I +61 303 emittiert kürzlich TeV-Gammastrahlen (Albert et al. 2006a Acciari et al. 2008c). Wie LS 5039 und PSR B1259-63 fällt es in die Kategorie der High-Mass X-ray Binaries (HXMBs). Die Natur des kompakten Objekts ist in diesem Fall noch unsicherer als bei LS 5039. Es wurde ursprünglich als Neutronenstern argumentiert, obwohl eine neuere Studie gezeigt hat, dass es angesichts der Unsicherheit in der Neigung des . auch ein Schwarzes Loch sein könnte binäres System (Casares et al. 2005a). Andererseits sind die binären Parameter gut bestimmt. Der Begleitstern ist ein Be-Stern, wie im Fall von PSR B1259-63. Es befindet sich in einer exzentrischen Umlaufbahn (e 0.7) mit dem kompakten Objekt mit einer Umlaufzeit von 26.4960 Tagen, die aus der beobachteten periodischen Modulation der Radioemission bestimmt wird (Gregory 2002). Als Referenz findet die Periastronpassage bei Phase 0,23 statt.

Lange Zeit galt LS I +61303 als Gegenstück zu 2CG 135+01, einer COS-B-Quelle, und neuerdings als das von 3EG J0241+6103, einer nicht identifizierten EGRET-Quelle. Wenn die letztere Assoziation real ist, würden die EGRET-Beobachtungen darauf hinweisen, dass die Quelle auch bei GeV-Energien signifikant über die binäre Umlaufbahn variiert. Signifikante Variabilität ist mittlerweile bei TeV-Energien gut etabliert (Albert et al. 2006a Acciari et al. 2008c), obwohl nicht ganz klar ist, ob sie vollständig mit der Bahnbewegung zusammenhängt (siehe jedoch Albert et al. 2009). Am überraschendsten ist die Tatsache, dass der TeV-Gammastrahlenfluss in der Nähe des apoastron Durchgang (d. h. wenn das kompakte Objekt am weitesten vom Be-Stern entfernt ist), da Be-Binärdateien bei längeren Wellenlängen dazu neigen, in der Nähe des . aktiv zu werden periastron Durchzug, vermutlich aufgrund der verstärkten Akkretion durch den Sternwind. Im Prinzip könnte die Gammastrahlungspause in der Nähe des Periastrondurchgangs die Manifestation einer Abschwächung (im intensiven stellaren Strahlungsfeld) sein, obwohl auch eine hohe Gammastrahlungsproduktion erwartet wird (entweder über den IC-Prozess in leptonischen Szenarien oder pp Kollisionen in hadronischen Szenarien). Berechnungen haben gezeigt, dass mit der richtigen Wahl der Parameter die beobachtete Variabilität berücksichtigt werden kann (Sierpowska-Bartosik & Torres 2009a).

Es ist erwähnenswert, dass die drei bei TeV-Energien nachgewiesenen Röntgenstrahlen-Binärdateien alle HMXBs sind. Akkretierende Röntgenpulsare sind aus Beobachtungssicht eher in HMXBs zu finden, insbesondere in Be-Systemen. Ob es einen kausalen Zusammenhang zwischen den beiden gibt, bleibt abzuwarten. Die Wechselwirkung zwischen Pulsarwind und Sternwind liefert sicherlich einen plausiblen Mechanismus, um Teilchen auf hohe Energien zu beschleunigen, die dann TeV-Gammastrahlen ausstrahlen. Auf der anderen Seite sind Mikroquasare überwiegend Low-Mass X-ray Binaries (LMXBs), darunter einige der spektakulärsten Systeme wie GRS 191+105, die den Namen "Mikroquasar" einfließen lassen. Aus theoretischer Sicht sind die Jets in Mikroquasaren sicherlich vielversprechende Orte für die Teilchenbeschleunigung und die Erzeugung von Gammastrahlen. Das Vorhandensein nichtthermischer Partikel in den Jets ist durch Beobachtungen bei längeren Wellenlängen (insbesondere Radio- und Röntgenstrahlen) gut belegt. Bei TeV-Energien (oder GeV-Energien) wurde jedoch kein LMXB gesehen. Dies könnte auf das Fehlen von (stellaren) Seed-Photonen für den IC-Prozess in leptonischen Szenarien oder das Fehlen von starkem Sternwind für pp Kollisionen in hadronischen Szenarien oder das Fehlen von Teilchen bei ausreichend hohen Energien. Die Beobachtungen scheinen den SSC-Prozess abzulehnen, da die Jets in LMXBs energiereicher und prominenter erscheinen als in HXMBs.

Um Fortschritte zu erzielen, sind systematische Beobachtungsanstrengungen erforderlich, um nicht nur die Anzahl der TeV-Gammastrahlen emittierenden Röntgen-Binärdateien zu erhöhen, sondern auch zu sammeln gleichzeitig Daten mit mehreren Wellenlängen. Ein zuverlässiger SED würde feststellen, bei welchen Wellenlängen eine Quelle die meiste Leistung abstrahlt, was ein wichtiger Schritt zum Verständnis der Strahlungsmechanismen ist. Bisher basierten die Modellierungsbemühungen hauptsächlich auf Daten mit mehreren Wellenlängen, die zu verschiedenen Zeiten aufgenommen wurden. Angesichts der Tatsache, dass Röntgen-Binärdateien bekanntermaßen in einem weiten Zeitbereich variieren, sollten die Ergebnisse mit Vorsicht betrachtet werden.

Die wohl faszinierendste jüngste Entwicklung auf diesem Gebiet ist die Entdeckung einer Population von TeV-Gammastrahlenquellen, die bei längeren Wellenlängen keine Gegenstücke zu haben scheinen. Natürlich, unbekannt bedeutet nicht unbedingt nicht identifizierbar oder das Fehlen plausibler Gegenstücke. Die derzeit nicht identifizierten TeV-Gammastrahlenquellen gruppieren sich um die galaktische Ebene, was darauf hindeutet, dass sie wahrscheinlich galaktischen Ursprungs sind. Darüber hinaus sind die meisten von ihnen räumlich ausgedehnt, was darauf hindeutet, dass sie mit unsichtbaren PWNe oder SNRs assoziiert sein könnten, da PWNe und SNRs die größten Populationen von galaktischen TeV-Gammastrahlenquellen darstellen. Tatsächlich wurde später festgestellt, dass eine Reihe von zuvor nicht identifizierten Gammastrahlenquellen wahrscheinlich mit SNRs oder PWNe assoziiert sind (z. B. Aharonian et al. 2006i, 2005 Cui & Konopelko 2007 Tian et al. 2008 Chang et al. 2008).

TeV J2032+4130 ist der erste Bona Fide nicht identifizierte TeV-Gammastrahlenquelle und ist als solche geblieben. Es wurde zufällig von der HEGRA-Kollaboration (Aharonian et al. 2002) in einer intensiven Kampagne entdeckt, die Cygnus X-3 untersuchte. Der anfängliche Nachweis war nur von marginaler statistischer Signifikanz, wurde aber inzwischen durch mehrere Experimente bestätigt (Aharonian et al. 2005h Konopelko et al. 2007 Albert et al. 2008b). Die HEGRA-Ergebnisse zeigten, dass TeV J2032+4130 eine erweiterte TeV-Gammastrahlenquelle mit einem Gaußschen Radius von 6,2' ± 1,2' war.stat ± 0.9'sys, und der Schwerpunkt (CoG) der Gammastrahlung lag etwa 0,5° nördlich von Cygnus X-3. Das gemessene Gammastrahlenspektrum war hart mit einem Potenzgesetz-Photonenindex von -1,9. Diese Ergebnisse wurden inzwischen durch die MAGIC-Messungen bestätigt.

Die Situation wird durch einen berichteten Nachweis von TeV J2032+4130 bei einem signifikant höheren Fluss durch die Whipple Collaboration (Lang et al. 2004), basierend auf Archivbeobachtungen, erschwert. Der Unterschied im Fluss könnte durch die Variabilität der Quelle über einen Zeitraum von Jahren erklärt werden, aber er scheint im Widerspruch zur ausgedehnten Natur der TeV-Gammastrahlung zu stehen. Man könnte über das Vorhandensein einer weiteren variablen Gammastrahlenquelle spekulieren, die sich in unmittelbarer Nähe von TeV J2032+4130 befindet. Es ist erwähnenswert, dass der Peak der mit Whipple scheint durch die HEGRA-Position um etwa 3,6' ausgeglichen zu sein, obwohl die Unsicherheit ziemlich groß ist. Der aus neueren Whipple-Beobachtungen von TeV J2032+4130 abgeleitete Gammastrahlenfluss ist viel näher am HEGRA-Fluss (Konopelko et al. 2007).

TeV J2032+4130 liegt in der allgemeinen Richtung von Cygnus OB2, einem reichen Haufen von OB-Sternen weniger als 2 kpc entfernt. Lange Zeit wurde angenommen, dass die Winde massereicher Sterne in einem solchen Haufen eine ausreichende Energiemenge enthalten, die, wenn sie freigesetzt wird, die Produktion von sehr hochenergetischer (VHE) Gammastrahlung durch die Produktion von neutralen Pionen bei den Kollisionen zwischen nicht-thermischen Ionen (beschleunigt durch die Stöße im Wind) und thermischen Protonen im Wind (White & Chen 1992 Torres et al. 2004). Selbst unter den massereichsten Sternhaufen stellt Cygnus OB2 einen Extremfall dar – es ist die massereichste bekannte Sternvereinigung der Galaxis, die etwa 2600 OB-Sterne enthält (Knödlselder 2000). Es liegt daher nahe, über einen plausiblen physikalischen Zusammenhang zwischen TeV J2032+4130 und Cygnus OB2 zu spekulieren (Torres et al. 2004). Cygnus OB2 repräsentiert jedoch eine ziemlich große Region am Himmel.

Vor kurzem wurde ein Katalog heller Gammastrahlenquellen veröffentlicht, der alle Quellen enthält, die mit einer statistischen Signifikanz von > 10 mit dem Large Area Telescope (LAT) an Bord der Fermi Gammastrahlen-Weltraumteleskop (Abdo et al. 2009b). Darin liegt 0FGL J2032.2+4122 nur ca. 8' vom CoG von TeV J2032+4130 entfernt. Beachten Sie, dass der 95%-Fehlerradius der LAT-Position der Quelle mit 5,1 ' bestimmt ist und dass eine Gesamtunsicherheit bezüglich der Position von TeV J2032+4130 etwa 3 ' beträgt. Daher ist 0FGL J2032.2+4122 ein vielversprechender Kandidat für das GeV-Gegenstück von TeV J2032+4130, allein aufgrund der räumlichen Koinzidenz.

Interessanterweise ist 0FGL J2032.2+4122 einer der 29 Gammapulsare, die von Fermi LAT (Abdo et al. 2009b). Es wird als LAT PSR J2032+41 bezeichnet, weil es in eine spezielle Kategorie von Pulsaren fällt, die anscheinend nur Pulsationen im Gammastrahlenband zeigen. Die Entdeckung solcher Pulsare ist ein wichtiger Höhepunkt im Frühstadium der Fermi Mission. Da sie bei längeren Wellenlängen "dunkel" sind, könnten diese Quellen früheren Pulsarsuchen oder -vermessungen leicht entkommen sein.Sie liefern auch eine natürliche Erklärung für einige der nicht identifizierten Gammastrahlenquellen, wie TeV J2032+4130, da PWNe nun eine Hauptpopulation unter den VHE-Gammastrahlenemittern darstellen. Zusätzliche Unterstützung für die PWN-Natur von TeV J2032+4130 kommt von der Detektion einer ausgedehnten Röntgenemission, die räumlich mit TeV J2032+4130 übereinstimmt, basierend auf einer tiefen Belichtung der Region mit dem XMM-Newton (Hörner et al. 2007). Die Röntgenfunktion soll im Umfang TeV J2032+4130 ähnlich sein. Auch das Röntgenspektrum ist mit einem Potenzgesetz-Photonenindex von -1,5 sehr hart. Die Gesamtröntgenleistung ist vergleichbar mit der TeV-Gammastrahlenleistung von TeV J2032+4130.

Die Bedeutung der Verbindung zwischen TeV J2032+4130 und LAT PSR J2032+41 geht weit über die Identifizierung einer nicht identifizierten Gammastrahlenquelle hinaus. Die reinen Gammastrahlen-Pulsare, die von . entdeckt wurden Fermi kann die Spitze des Eisbergs einer Population solcher Quellen darstellen. Dies würde bedeuten, dass andere nicht identifizierte TeV-Gammastrahlenquellen einfach PWNe sein könnten, die mit diesen "dunklen" Pulsaren in Verbindung stehen, und somit die Antwort auf eine seit langem gestellte Frage nach der Natur nicht identifizierter Gammastrahlenquellen (von den EGRET-Tagen bis zum TeV Gammastrahlen-Ära). Die Tatsache, dass fast alle nicht identifizierten Gammastrahlenquellen erweitert werden, ist mit einem solchen Szenario vereinbar. Eine systematische Untersuchung zu diesem Thema unter Verwendung von Daten sowohl aus Fermi und bodengestützte TeV-Gammastrahlen-Observatorien, könnten sich als fruchtbar erweisen, solche Verbindungen aufzudecken.

Eine Komplikation bei der Identifizierung der nicht identifizierten TeV-Gammastrahlenquellen ergibt sich aus der Tatsache, dass die Morphologie der Quellen bei längeren Wellenlängen anders aussehen kann. Dies wird vielleicht am besten durch die Assoziation von HESS J1825-137 mit dem PWN G18.0-0.7 veranschaulicht (Aharonian et al. 2006i). Die Gammastrahlung breitet sich über einen viel größeren Bereich aus als die Röntgenstrahlung des PWN (siehe Abb. 6). Darüber hinaus ist der Pulsar (PSR B1823-13) vom Zentrum des PWN (das wiederum vom CoG der Gammastrahlenemission entfernt ist) versetzt. Es ist die ähnliche Asymmetrie in der Röntgen- und Gammastrahlung in Bezug auf den Pulsar, die zusätzliche Hinweise auf einen PWN-Ursprung von HESS J1825-137 liefert. Fälle wie dieser sind keine Seltenheit (z. B. Cui & Konopelko 2007 Chang et al. 2008), was Argumente allein aufgrund des räumlichen Zufalls suspekt macht. Dies ist sicherlich ein Bereich, zu dem eine verbesserte Empfindlichkeit und Winkelauflösung viel beitragen kann.

TeV-Photonen können mit Infrarotphotonen wechselwirken, um Elektron-Positron-Paare zu erzeugen und somit effektiv "absorbiert" zu werden. Dieser Prozess muss bei der Modellierung der SED aller TeV-Gammastrahlenquellen berücksichtigt werden. Kosmologisch bedeutet dies, dass sich der sichtbare TeV-Gammastrahlen-Himmel aufgrund der durchdringenden infraroten Hintergrundstrahlung nicht sehr weit erstreckt. Andererseits könnten wir entfernte TeV-Gammastrahlenquellen als kosmische Leuchtfeuer verwenden, um den diffusen Infrarothintergrund zu untersuchen, der für direkte Messungen eine Herausforderung für die Beobachtung geblieben ist. Da die Hintergrundstrahlung wichtige Informationen über die Sternentstehung im frühen Universum und die anschließende Entwicklung von Galaxien enthält, können die abgeleiteten Einschränkungen des diffusen Infrarothintergrunds schwerwiegende kosmologische Auswirkungen haben.

Eine frühe Überraschung bei den jüngsten TeV-Gammastrahlen-Beobachtungen ist die Erkenntnis, dass das Universum bei TeV-Gammastrahlen-Energien viel transparenter zu sein scheint als bisher angenommen, oder dass der Infrarothintergrund entsprechend viel weniger intensiv ist (Aharonian et al . 2006e). Die Ergebnisse basierten zunächst auf Gammastrahlen-Beobachtungen von zwei Blazaren bei moderaten Rotverschiebungen. Bei den Wellenlängen von

1-3 &mu ich, liegt die abgeleitete Obergrenze knapp über dem bereits aufgelösten Niveau des integrierten Lichts der Galaxien Spitzer. Dies wurde inzwischen durch unabhängige Messungen bestätigt (Aharonian et al. 2007c, 2007d Albert et al. 2008).

Die Ergebnisse können auf zwei Arten verbessert werden. Eine besteht darin, die spektrale Abdeckung sowohl auf niedrigere als auch auf höhere Energien (über 1 TeV hinaus) auszudehnen, die Beschränkungen des IR-Hintergrunds auf einen breiteren Spektralbereich auszudehnen, die andere besteht darin, eine große Stichprobe von Blazaren in einem Bereich von Rotverschiebungen zu beobachten, intrinsische und extrinsische Effekte auf das Gammastrahlenspektrum von Blazaren. Letzteres ist offensichtlich auch wichtig für das Verständnis der Gammastrahlungsproduktion und -ausbreitung in Blazaren. Sinnvolle Verbesserungen werden wahrscheinlich eine signifikante Verbesserung der Empfindlichkeit von Gammastrahlenbeobachtungen sowie der Entdeckungsfähigkeit der nächsten Generation von Observatorien erfordern.

An einer anderen Front hat die Suche nach Signalen der Dunklen Materie trotz intensiver Beobachtungsbemühungen keine sinnvollen Einschränkungen für theoretische Modelle ergeben. Die Detektion von TeV-Gammastrahlen aus Richtung des galaktischen Zentrums (Tsuchiya et al. 2004 Kosack et al. 2004 Aharonian et al. 2004b) sorgte für große Aufregung über die Aussicht, endlich, wenn auch indirekt, Beweise für die Vernichtung zu sehen von Teilchen der Dunklen Materie (Horns 2005), da die Region als der beste Ort für die Suche nach Gammastrahlenemission angesehen wurde, die aus solchen Signalen resultiert (Berezinsky et al. 1994 Bergstrom et al. 1998, 2001 Cesarini et al. 2004 Hooper & Dingus 2004). Es wurde jedoch schnell erkannt, dass profanere Erklärungen mit SNRs oder PWNe praktikabler wären (Wang et al. 2006). Dies ist ein allgemeines Problem bei Zielen (wie der Zentralregion von Galaxien, Galaxienhaufen usw.), in denen plausible astronomische TeV-Gammastrahlen-Emitter existieren.

Eine vielversprechendere Klasse von Systemen für die indirekte Suche nach dunkler Materie sind kugelförmige Zwerggalaxien (z. B. Gilmore et al. 2008), die viel größere Masse-zu-Licht-Verhältnisse als normale Galaxien aufweisen. Sie sind in der Tat zu einem Schwerpunkt neuerer Beobachtungsbemühungen geworden (Wood et al. 2008 Albert et al. 2008c Aliu et al. 2009). Bis heute wurde kein positiver Nachweis gemeldet.

Der Ursprung der kosmischen Strahlung ist ein ungelöstes Problem geblieben. Für kosmische Strahlung unten

10 15 eV ist es fast selbstverständlich, dass sie mit SNRs in der Galaxis in Verbindung stehen. Starke Erschütterungen am äußeren Rand von SNRs werden natürlich als Ort der Teilchenbeschleunigung angesehen. Wenn dies der Fall ist, sollten SNRs zu den vielversprechendsten Targets für TeV-Gammastrahlen-Experimente gehören. Es ist daher beruhigend, dass eine zunehmende Zahl von SNRs bei TeV-Energien nachgewiesen wurde. Leider hat dieser Erfolg nicht zu einem direkten Beweis für die Produktion von kosmischer Strahlung in SNRs geführt, da, wie in Abschnitt 2.1.2 diskutiert, die beobachteten Gammastrahlen entweder durch leptonische oder hadronische Szenarien aufgenommen werden könnten. Es ist jedoch zu hoffen, dass die Beobachtungen mit zunehmender Datenqualität beginnen, die Merkmale des 0-Zerfalls aufzudecken.

Andererseits hat der Nachweis von diffuser TeV-Gammastrahlung in der Cygnus-Region und um den Galaktischen Rücken direkte Hinweise auf Wechselwirkungen zwischen kosmischer Strahlung und Molekülwolken in der Galaxie geliefert (Abdo et al. 2007 Aharonian et al. 2006d) . Die ausgezeichnete räumliche Korrelation zwischen der Emission des Galaktischen Rückens und den Molekülwolken lässt wenig Raum für eine alternative Erklärung. Das gemessene Gammastrahlenspektrum zeigt, dass das Spektrum der kosmischen Strahlung in der Nähe des Zentrums der Galaxie deutlich härter ist als das in der Sonnenumgebung, vermutlich ein Ausbreitungseffekt (Aharonian et al. 2006d. Außerdem scheint die Dichte der kosmischen Strahlung ein Vielfaches der lokalen Dichte. Es wird argumentiert, dass die Beobachtungen durch das Vorhandensein eines Teilchenbeschleunigers in der Nähe des galaktischen Zentrums erklärt werden können, der in den letzten 10 4 Jahren aktiv war. Ein offensichtlicher Kandidat ist der Supernova-Überrest Sgr A East, der Sgr A East ist zudem ein plausibles Gegenstück zu HESS J1745-290, dessen TeV-Spektrum eine ähnliche Form hat wie das Spektrum der diffusen Emission.