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Sie sollten wissen:
- wie man sich den inneren Aufbau eines Neutronensterns vorstellt,
- daß verschiedene Neutronensternmodelle sich in unterschiedlichen
Zustandsgleichungen manifestierten und unterschiedliche Voraussagen
über das Abkühlverhalten von Neutronensternen liefern,
- welche Rolle der URCA und der modifizierten URCA-Prozeß für die
Abkühlung von Neutronensterne spielt. Sofern Sie bereits Kenntnisse
über Elementarteilchenphysik besitzen, wäre es nützlich wenn Sie
den Unterschied zwischen dem URCA und modifizierten URCA-Prozeß
kennen würden.
- welche Temperatur man für die Oberfläche eines 103, 104,
105 und 106 Jahre alten Neutronensterns in etwa erwartet,
- daß die von Neutronensterne ausgehende Röntgenstrahlung sowohl thermisch
als auch nicht-thermischen Ursprungs sein kann,
- wieso man gewisse Pulsare als rotationsgetrieben bezeichnet und
inwiefern das Modell der magnetischen Abbremsung erst das
Studium der Evolution dieser Objekte ermöglicht,
- wie man aus der gemessene Rotationsperiode eines Pulsars und der
zeitlichen Änderung dieser Rotationsperiode das Bremsalter
und eine Abschätzung für die Dipolkomponente
berechnet,
- welche Werte die Rotationsperiode P, das Alter
sowie die
Entfernung d des Crab-Pulsars besitzen,
- warum man vom Crab-Pulsar keine thermische Röntgenstrahlung sehen kann,
- welche Detektoren sich an Bord des Röntgensatelliten ROSAT befinden
und nach welcher Methode man Röntgenstrahlen fokussiert,
- warum sich die Coordinated Universal Time Scale (UTC) nicht sehr gut
zur Analyse der Photonenankunftszeit eignet, sowie welche Korrekturschritte
(keine Formeln) zur Transformation der Photonenankunftszeiten von der
UTC-Zeitskala auf die Barycentric Dynamical Time Scale (TDB) notwendig
sind,
- wie man aus der gemessenen Ankunftszeit der Röntgenphotonen ein Pulsprofil
(auch als Lichtkurve bezeichnet) konstruiert,
- wie man ausgehend vom Signal-Rausch-Verhältnis eine obere Schranke
für die Photonenzählrate einer nicht detektierten Quelle ableitet,
- wie man aus einer Photonenzählrate (d.h. aus der während einer
gewissen Zeit detektierten Anzahl von Photonen) unter der Annahme
eines Schwarzkörperspektrums sowie der Neutronensternparameter
Masse (M), Radius (R), Distanz (d) und interstellarer Absorption
(NH) die Temperatur (T) des Neutronensterns berechnen kann.
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Roberto Saglia
5/6/1998