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Als harte Röntgenstrahlung bezeichnet man den Bereich von etwa 10 keV bis zu mehreren 100 keV. Die in der Medizin angewandte Röntgenstrahlung liegt im Bereich von 100 keV!

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...Rotationsenergie

Dieser Wert ist von der Größenordnung her vergleichbar mit der Energie, die ein Hauptreihenstern innerhalb von Milliarden von Jahren durch Kernfusion freisetzt !

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...Säulendichte

Als Säulendichte bezeichnet man die Anzahl der Wasserstoffatome aufintegriert entlang der Sichtlinie zwischen Beobachter und Quelle

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...kalten

Es reicht hier kalte Sterne zu betrachten, da die Entartungstemperatur eines Neutronensterns um Größenordnungen über seiner Eigentemperatur liegt.

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...Neutronensternatmosphäre

Als nicht grau bezeichnet man eine Atmosphäre, deren Opazitätskoeffizient frequenzabhängig ist.

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...Glitch

Als Glitch bezeichnet man bei Pulsaren den sprunghaften Anstieg der Winkelgeschwindigkeit $\Omega$ sowie deren zeitlicher Änderung $\dot{\Omega}$, während man als Postglitch das über Tage, Wochen, Monate und sogar Jahre andauernde Abklingen dieser Größen auf die extrapolierten ursprünglichen Werte bezeichnet.

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...URCA

Hinter der Bezeichnung modifizierter URCA-Prozeß verbirgt sich eine Abwandlung des ansonsten als $\beta$-Zerfall bekannten Reaktionsprozesses: ($n+n \rightarrow n+p + e^- + \bar{\nu}_e\, , \;n+ p + e^- \rightarrow n + n +\nu_e$). Die Namensgebung erfolgte dabei in Anlehnung an das Casino de URCA in Rio de Janeiro (Gamov & Schönberg 1941), einer Spielhölle, in dem die Effizienz, sein Geld zu verlieren, ähnlich groß gewesen sein soll wie für einen sehr weit entwickelten Stern oberhalb einer Kerntemperatur von etwa T > 10⁹ $\mbox{K}\;$der Energieverlust durch die Abstrahlung der aus dem $\beta$-Zerfall freiwerdenden Neutrinos.

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...Dispersionsmaß

Die Ausbreitungsgeschwindigkeit eines Radiosignals im Universum hängt von der Elektronendichte entlang der Sichtlinie sowie von der Frequenz des Signals ab. Beobachtet man einen Radiopulsar bei verschiedenen Frequenzen so erfolgt die Ankunft des Radiopulses mit der höheren Frequenz später also die Ankunft des niederfrequenten Pulses. Die verzögerte Signallaufzeit ist ein Maß für die Elektronendichte entlang der Sichtlinie zwischen Beobachter und Pulsar, aus dem man unter zur Hilfenahme eines Modells über die Elektronendichteverteilung im Universum die Entfernung des Pulsars bestimmen kann.

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...gilt

Für einen Stern in sehr großer Entfernung ist $\theta_*=\theta_d\approx 0$und damit $\cos\theta_*=\cos\theta_d=1$.

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