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,,Normale`` Menschen beobachten den Himmel mit den Augen, und unsere Augen sind darauf spezialisiert, eine bestimmte Art von Licht empfangen und verarbeiten zu können. Sinnesorgane wie die Augen entwickeln sich natürlich so, dass sie (wichtige) Reize aus der Umwelt eines Lebewesens wahrnehmen. Höhlenbewohnende oder nachtaktive Tiere haben darum oft keine oder unterentwickelte Augen, dafür deutlich besser ausgestattete Riech- oder Tastorgane.
Menschen leben allerdings auch in einer Art Höhle, nämlich auf der Erdoberfläche unter der Atmosphäre, der Lufthülle der Erde (atmos = Luft und sphäre = Kugel). Nun, die Luft ist nicht fest wie der Felsen von Höhlen und deutlich durchsichtiger. Das stimmt allerdings nur für einen Teil des sogenannten elektromagnetischen Spektrums, den man das sichtbare Licht nennt, weil es eben genau der Bereich ist, in dem unsere Augen empfindlich sind (In der Astronomie findet man oft auch die Kurzformen ,,im Visuellen`` oder ,,im Optischen``). Die Erdatmosphäre ist für andere Wellenlängenbereich undurchlässig, mit Ausnahme von Radiostrahlung und von einigen ,,Fenstern`` im Infraroten (Wärmestrahlung). Menschen haben keine ,,Augen`` bzw. eine Sinnesorgane, die Radiostrahlung wahrnehmen können. Ein Grund dafür ist, dass man für die Aufnahme von Radiowellen und der Richtungserkennung - wo die Quelle sitzt - sehr viel grössere ,,Antennen`` benötigt als im Visuellen. Darum sind Radioteleskope auch so viel grösser als die sogenannten optischen Teleskope, mit welchen man das sichtbare Licht misst: das Radioteleskop in Effelsberg in der Eifel, das grösste bewegliche Radioteleskop, hat einen Spiegeldurchmesser von 100 m; die grössten optischen Teleskope sind das Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (European Southern Observatory, ESO) mit vier Spiegeln von 8.2 m Durchmesser und die beiden Keck-Teleskope auf dem Mauna Kea in Hawaii mit jeweils 10 m Durchmesser. (Allerdings gibt es Pläne von der ESO für das OWL, das Overwhelmlingly Large Telescope, ein optisches Teleskop mit 100 m Spiegeldurchmesser.)
Die anderen, für Menschen nicht direkt wahrnehmbaren Arten von elektromagnetischer Strahlung werden in späteren Abschnitten behandelt.
Licht ist nicht gleich Licht: wir können Licht von verschiedenen Farben unterscheiden. Was unterscheidet rotes von blauem Licht? Es ist die Wellenlänge. Man kann sich Licht als eine Welle vorstellen, und die Wellenlänge ist die Strecke von einem zum nächsten Wellenberg. Die Wellenlänge von Licht bleibt unverändert, solange sich die Welle ungestört aufbreiten kann. Es spielt also keine Rolle, ob man die Wellenlänge zwischen dem 1. und 2. Wellenberg misst oder zwischen dem 2435. und dem 2436. Wellenberg. Abbildung 1.8 illustriert diesen Zusammenhang.
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Die Wellenlänge gibt an, um welche Art von ,,Licht`` es sich handelt.
Die Namensgebung wird in Tabelle 1.1 gezeigt.
| langwellig | -- | kurzwellig | ||||||
| Radio | IR | visuell | UV X | Gamma | ||||
| km | -- | mm | -- |  m |
-- | nm | pm | -- |
Tatsächlich ist Licht eine elektromagnetische Welle, also eine Welle mit einem elektrischen und einem magnetischen Anteil, die sich gegenseitig beeinflussen. Wenn zum Beispiel der elektrische Teil gerade seinen grössten Wert hat, hat das Magnetfeld den Wert Null, und wenn das elektrische Feld verschwindet (also Null ist), hat das magnetische Feld seine grösste Stärke. (siehe Abbildung 1.9).
Das Auge nimmt Licht wahr, weil das elektromagnetische Wechselfeld Moleküle auf der Netzhaut anregt, und dabei elektrische Impulse auslöst, die über die Nerven in das Gehirn transportiert werden und dort ausgewertet werden. Dabei wird in den farbempfindlichen Zäpfchenzellen ein der Farbe des eintreffenden Lichts entsprechend unterschiedlicher Impuls erzeugt.
Eine Kamera für sichtbares Licht funktioniert nach dem gleichen Prinzip wie das menschliche Auge: ein optisches System (Linsen oder Spiegel) sammelt das eintreffende Licht und fokussiert es auf eine Bildebene, in welcher eine lichtempfindliche Substanz das ankommende Licht registriert. Das kann ein Film sein oder ein CCD-Chip (Charged Coupled Device, ein Halbleiterchip), oder auch Photonenvervielfacher (Photomultiplier), um extrem schwache Signale noch aufnehmen zu können.
Auch astronomische optische Teleskopen arbeiten nach diesem Prinzip. Bei alten oder einigen Amateurteleskopen ist die Kamera ein menschliches Auge; nach Erfindung der Fotografie im 19. Jahrhundert wurden Filmkameras verwendet. Seit etwa den 1980er Jahren hat die Verwendung von CCDs stark zugenommen, aufgrund der besseren Lichtausbeute und der ,,Linearität`` der CCDs. Letzteres bedeutet, dass in weiten Grenzen doppelt soviele Photonen (Lichtteilchen), die auf das CCD auftreffen, ein doppelt so starkes elektrisches Signal erzeugt wird. Fotoplatten verhalten sich nicht linear; wenn zum Beispiel zu viele Photonen bereits an einer Stelle aufgetroffen sind, können keine fotoaktiven Teilchen des Filmmaterials mehr ,,aktiviert`` werden (es gibt keine neuen, wenn alle Teilchen der Fotoemulsion an der Stelle ,,angeschossen`` wurden). Desweiteren muss man den Entwicklungsprozess sehr sorgfältig ausführen, damit die Ergebnisse von verschiedenen Aufnahmen des gleichen Objektes auch tatsächlich gleich (bzw. recht ähnlich) sind. Dafür gibt es Fotoplatten deutlich grösser als CCDs und einige Experten wie David Malin können mit ausgeklügelten Verfahren feine Details darstellen, die mit CCDs höchstens mit starker Computerunterstützung zu erreichen sind.
Mit einem Teleskop und einer geeigneten Kamera kann man Objekte aufzeichnen (Imaging). Damit behebt man das Problem der ,,Subjektivität``: zwei Menschen, die das gleiche Objekt beobachten, nehmen es in der Regel unterschiedlich wahr. Noch schwieriger wird es, wenn man ein Objekt beschreiben soll, vor allem, wenn die Beschreibung einige Zeit nach der Beobachtung erfolgt. Auch das Anfertigen von Skizzen oder Zeichnungen ist problematisch, da auch hier erstens die Subjektivität des Betrachters hereinkommt, und zusätzlich die gestalterischen Fähigkeiten des Beobachters zu Tragen kommen. So gab es der vorfotografischen Zeit zum Beispiel Dispute darüber, ob sich der Orionnebel verändert, und ob es auf Mars künstliche Bauten gibt.
Aufnahmen von astronomischen Objekten erlauben eine objektivere Klassifizierung dieser Objekte nach festgelegten Kriterien. Diese Art der Beschreibung nennt man Morphologie. Fast immer ist das der erste Schritt in fast jeder Wissenschaft: Einteilung von Objekten nach hervorstechenden Merkmalen in Klassen. In der Folge kann man dann versuchen, die dahinterliegenden Prozesse und Gesetze zu erkennen.
Die Aufgaben von Teleskopen in astronomischen Beobachtungen sind Lichtsammeln und Erzielen einer hohen Auflösung (,,Vergrösserung``). Ersteres ist der Hauptgrund für die Konstruktion immer grösserer Teleskope, da die Anzahl der detektierbaren Photonen von der Fläche des Sammelsystems abhängt (wenn man während eines Regenschauers Wasser sammeln will, wird man ebenso versuchen, einen möglichst grossen Trichter zu verwenden). Da die Fläche quadratisch vom Radius abhängt, kann man zum Beispiel mit einem Spiegel mit dem doppelten Durchmesser viermal soviel Photonen ,,fangen``.
Die Auflösung gibt an, wie nahe zwei Objekte voneinander entfernt
sein müssen, um sie noch als getrennt wahrnehmen zu können. Man
beachte, dass das die Auflösung eine Winkelgrösse ist - siehe
Bild 1.4. Das sogenannte Auflösungsvermögen A
hängt vom Durchmesser des Teleskopes D und der Wellenlänge
des Lichtes, in dem beobachtet wird, ab. Diesen
Zusammenhang beschreibt die Dawes-Formel:
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(1.8) |
bezeichnet man als Trennschärfe, und die Konstante C ist
abhängig vom Fernrohrtyp. Als Faustformel kann man für sichtbares
Licht,
nm, das Produkt
setzen, so dass sich die Dawes-Formel auf
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(1.9) |
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Teleskope gibt es in verschiedenen Bauarten. Zwei wesentlich unterschiedliche Konstruktionstypen sind die Linsenteleskope oder Refraktoren und die Spiegelteleskope oder Reflektoren. In der professionellen Astronomie findet man heute fast ausschliesslich Spiegelteleskope, da in diesen Licht nicht durch Glasflächen durchlaufen muss (Lichtverlust) und man sie deutlich grösser bauen kann, da die Spiegelkörper nicht aus Glas gefertigt sein müssen (in der Regel verwendet man heute Glaskeramik), weil sie nicht durchsichtig sein müssen. Glas hat die negative Eigenschaft, dass es sich - unter seinem eigenen Gewicht - verformt. Das beschränkt die Linsengrösse auf etwa einen Meter Durchmesser, während man heute Spiegelteleskope bis 8 m Durchmesser (Spiegel aus einem Stück) oder 10 m (mehrere kleinere Spiegel zu einem grossen zusammengesetzt) bauen kann.
Das Abbilden - Imaging - ist nur eine Technik zur Informationsgewinnung über astronomische Objekte. Weitere Erkenntnisse kann man aus der Messung der Helligkeit eines Objektes und aus den spektralen Informationen gewinnen.
Die noch heute in der Astronomie verwendete Helligkeitsskala geht auf
das antike Griechenland zurück. Dort wurde eine Skala eingeführt,
die die hellsten Sterne als 1. Grössenklasse oder Magnitude
(abgekürzt oft mag oder 1.m0), und die schwächsten, mit
blossem Auge gerade noch sichtbaren Sterne als 6. Magnitude
eingeführt hat. Aufgrund der Lichtsammelwirkung von Teleskopen und
von Kameras kennt man mittlerweile viele Objekte, die schwächer
sind 6 mag, und so wurde die alte Skala in eine Formel
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(1.10) |
Die Messung von Helligkeiten in der Astronomie bezeichnet man als Photometrie.
Sterne erscheinen in verschiedenen Farben unterschiedlich hell. Man kann das ausprobieren, indem man Objekte durch verschiedene Farbfilter beobachtet. Durch Farbfilter betrachtet, verändert der normale Sternhimmel seine Erscheinung bereits beträchtlich: verwendet man zum Beispiel einen Blaufilter (etwa eine blaue, durchsichtige Plastikfolie), verdunklen sich eine Reihe von Sternen deutlich. Nimmt man anschliessend eine rote Folie, sind die Sterne, die mit dem Blaufilter hell erschienen, dunkel und andere, die man vorher vielleicht kaum wahrgenommen hat, gut sichtbar.
Farbfilter werden in der Astronomie häufig eingesetzt, um die Energieverteilung von Objekten zu messen: sind zum Beispiel Sterne heller im Roten, dann senden sie in diesem ,,Spektralbereich`` mehr Licht aus im Blauen (man kann natürlich auch Galaxien oder Sternhaufen statt Sternen beobachten). Aus diesen Informationen, den Helligkeiten eines Objektes in verschiedenen Farben, kann man Rückschlüsse auf die physikalischen Eigenschaften wie die Temperatur an der Oberfläche eines Sterns oder der Rotverschiebung einer entfernten Galaxie abschätzen und sogar ein wenig über die chemische Zusammensetzung des Objektes erfahren. Diese Technik, der Messung der Helligkeiten von Objekten in verschiedenen Farben, nennt man (Mehr)Farb(en)photometrie. Es gibt Standards für die verwendeten Filter, so dass verschiedene Messungen miteinander vergleichbar sind. Ein oft verwendetes Photometriesystem ist das UBVRI-System (U für (Ultra)Violett, B für Blau, V für Visuell (gelb-grün), R für Rot und I für InfraRot), das auf Johnson und Morgan zurückgeht.
Man vergleicht die gemessenen Helligkeiten durch Bildung von Differenzen, die als Farbindizes (Einzahl Farbindex) bezeichnet werden. Beispielsweise ist B-R der Farbunterschied zwischen dem B- und dem R-Band. Ist die Zahl positiv, erscheint das Objekt heller in Rot als in Blau, ist sie negativ, erscheint das Objekt blau(er).
Ein Spektrograf ist ein Gerät, mit dessen Hilfe man Licht in ein Spektrum oder seine spektralen Anteile zerlegen kann. Ein einfacher und bekannter Spektrograf ist der Regenbogen. Darin wird weisses Sonnenlicht in seine Bestandteile aufgespalten: von innen nach aussen (beim inneren Bogen; wenn es einen äusseren gibt, ist die Reihenfolge der Farben genau umgekehrt) ist es Rot, Orange, Gelb, Grün, Blau und Violett. Ein Glasprisma macht den gleichen Effekt, ebenso wie fein geritzte Glasplatten, sogenannte Gitter. Spektrografen für den Einsatz in der Astronomie baut man entweder mit einem oder mehreren Prismen oder mit einem Gitter.
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Als Infrarot (IR) bezeichnet man den Wellenlängenbereich zwischen etwa 1 Mikrometer (oft auch Mikron) und 1 Millimeter. Die kürzeren Wellenlängen bezeichnet man oft als nahes, die längeren als fernes Infrarot. Die Bezeichnung rührt daher, dass man vom sichtbaren Licht ausgeht, welches zu kürzeren Wellenlängen hin an das IR anschliesst. Infrarotastronomie kann von der Erde aus nur in hochliegenden, trockenen Gebieten betrieben werden, da vor allem der Wasserdampf in der Erdatmosphäre die IR-Strahlung absorbiert. Allerdings gibt es auch einige ``Fenster'', in welchen die Erdatmosphäre transparent ist. Trotzdem gilt, je höher und trockener, desto besser. Viele IR-Teleskope sind daher an Ballonen, Flugzeugen oder auf Satelliten montiert.
IR-Astronomie ist aus einem weiteren Grund nicht einfach: herkömmliches Filmmaterial ist im IR nicht sensitiv, was mit zunehmender Wellenlänge schlimmer wird. IR-empfindliche Halbleiter, ähnlich zu CCDs, gibt es erst seit kurzer Zeit, und im Moment erst mit niedrigen Auflösungen. Zudem müssen die Detektoren ständig stark gekühlt werden, in der Regel mit flüssigem Helium.
Bekannte IR-Anlagen sind das IR-Teleskop auf dem Mauna Kea (Hawaii), das schwedische Submillimeter Teleskop in La Silla (Chile), das Kuiper Airborne Observatory (Flugzeug, USA) sowie zwei bekannte Satelliten: der Infrared Astronomical Satellite (IRAS), der 1983 in Betrieb war und den IR-Himmel kartografiert hat. Der europäische ISO-Satellit war 1997 und 1998 im Einsatz. Die NASA plant einen Satelliten namens SIRTF (Space Infrared Telescope Facility) für das Jahr 2002.
Das HST (Hubble Space Telescope) hat einen IR-empfindlichen Halbleiterdetektor an Bord, und die VLT-Spiegel (Very Large Telescope) hat versilberte Spiegel, da diese im Gegensatz zu aluminisierten besser im IR reflektieren.
Was macht das IR interessant? Im wesentlichen die Transparenz der ISM (Interstellaren Materie) in diesem Wellenlängenbereich. Man kann damit also besser als im Optischen dorthin schauen, wo sonst Wolken aus Gas und Staub die Sicht verdecken, also z.b. Sternentstehungsregionen oder das Zentrum der Milchstrasse. Vor allem die Geburtsphase von Sternen, wenn diese als Protosterne in dichten Wolken eingehüllt sind im visuellen Wellenlängenbereich unsichtbar sind, kann man im IR beobachten. Im fernen IR untersucht man vor allem Molekülwolken.
Teleskope im nahen IR gleichen optischen Teleskopen. Submillimeterteleskope für den fernen IR-Bereich ähneln Radioteleskopen.
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Die Radioastronomie befasst sich mit der Messung und Auswertung von langewelligen elektromagnetischer Strahlung im Wellenlängenbereich von 1 mm bis 20 m. Wellenlängen von mehr als 20 m werden von der Ionosphäre, einer Schicht der Erdatmospäre, ins Weltall zurückreflektiert. Wie im Optischen ist die Erdatmosphäre im Radiobereich durchsichtig, so dass Beobachtungen vom Boden aus vorgenommen werden können. Allerdings werden die Beobachtungsmöglichkeiten durch die immer weitergehende Ausdehnung der technisch, vor allem für die Telekommunikation (Fernsehen, Telefon, Datenübertragung), genutzten Frequenzbänder fortlaufend stärker eingeschränkt, bzw. verunmöglicht.
Radioteleskope gibt es nur in Form von Reflektoren, also Spiegeln. Linsenkonstruktionen wären zu gross, zu schwer und zu teuer. Im Prinzip besteht ein Radioteleskop aus einer metallischen ``Schüssel'', in welcher die eintreffende Radiostrahlung gebündelt und auf eine Antenne hin fokussiert wird. Neben dieser heute weitverbreiteten ``Schüsselform'' gab es eine Reihe weiterer Bauformen wie Horn- und Felder von Stabantennen. Trotz der Grösse von Radioantennen, das grösste Radioteleskop in Arecibo, Puerto Rico, hat 305 m Durchmesser, das grösste bewegliche Teleskop in Effelsberg, Eifel, einen Druchmesser von 100 m, ist ihre Auflösung sehr gering. Das liegt an der Wellenlängenabhängigkeit der Auflösung. Aufgrund dieses Mangels hat man zur Verbesserung der Auflösung die Radiointerferometrie entwickelt. Diese Technik schaltet mehrere räumlich möglichst weit entfernte Radioteleskope zusammen, und erzeugt auf elektronischem Weg ein überlagertes Gesamtbild, welches dann eine Auflösung erreicht, die vom Abstand der Teleskope abhängt (je weiter, desto besser). Interferometer sind beispielsweise das VLA (Very Large Array) in Socorro, New Mexico, oder das VLBI (Very Long Baseline Interferometer), das eine Zusammenschaltung von mehr als 2 Dutzend Teleskopen rund um die Welt ermöglicht. Mit Hilfe der Interferometrie erreicht man in der Radioastronomie derzeit bessere Auflösung als mit optischer Astronomie.
Radioastronomie wird vor allem zur Untersuchung von Gas- und Molekülwolken eingesetzt. Zum Beispiel ist die Untersuchung der 21 cm Linie des neutralen Wasserstoffs für die Untersuchung der Kinematik (des Bewegungszustandes) der Milchstrasse und anderer Galaxien von Nutzen. Auch der Gasgehalt von Galaxien kann bestimmt werden. Weitere Einsatzgebiete sind das Zentrum der Galaxis, da Radiowellen bestimmter Wellenlängen praktisch ungehindert die im Optischen undurchsichtigen Molekülwolken in der Scheibenebene der Milchstrassen durchdringen können. Auch aktive Galaxien, sogenannte Radiogalaxien, werden untersucht.
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Die Ultraviolettastronomie ist eine Domäne der Sonnenbeobachtung. Der Grund dafür ist die Undurchlässigkeit der interstellaren Materie für diese Art von elektromagnetischer Strahlung, die auf der kurzwelligen Seite des sichtbaren Lichtes anschliesst (ultra-violett bedeutet jenseits des Violetten).
Auch die Erdatmosphäre absorbiert die UV-Strahlung, vor allem in Höhen von 20 bis 50 km (Stratosphäre) durch die Sauerstoffmoleküle O2 und O3. Das letztere ist das berühmte Ozon, welches zur Zeit speziell über den Polarregionen durch Fluor-Chlor-Kohlenwasserstoffe (FCKW) abgebaut wird. Da UV-Strahlung schädlich ist für organische Strukturen, wird diese Entwicklung mit Sorge beobachtet.
Für Astronomen bedeutet das, dass man UV-Observatorien mindestens auf hohen Bergen, besser aber auf Ballonen, Raketen oder Satelliten unterbringt. Letztere bieten die besten Bedingungen. Die OAO-Satelliten (Orbiting Astronomical Observatory) der NASA und der TD-1 der ESA untersuchten das interstellare Medium und ,,pubertäre`` Sterne. Viel Material wurde durch den IUE (International Ultraviolet Explorer) gewonnen.
Vom Aufbau her sind UV-Teleskope den optischen ähnlich.
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Die Röntgenastronomie ist die Disziplin der Astronomie, die sich mit der aus dem Weltall kommenden Strahlung im Wellenlängenbereich von 0.01 bis 10 nm befasst. Zu längeren Wellenlängen schliesst das UV-Licht an, zu kürzeren Gammastrahlung. Röntgenstrahlung wird vom interstellaren Medium (ISM) durch Photoionisation (Helium und schwerere Elemente) und Comptonstreuung absorbiert. Diese Absorption ist allerdings wellenlängenabhängig und nimmt mit abnehmender Wellenlänge ab. Unterhalb von 1 nm ist das ISM praktisch transparent.
Es werden diffuse und punktförmige Röntgenquellen beobachtet. Punktförmige Quellen sind Pulsare, also Neutronensterne, Doppelsternsysteme mit Massenüberstrom, junge, massenreiche Sterne mit offensichtlich starkem Sternwind und Weisse Zwerge. Extragalaktische Röntgenquelle sind die Kerne aktiver Galaxien, vor allem von Quasaren, die im Röntgenlicht oft mehr Energie aussenden als im gesamten restlichen Spektralbereich. Diffuse Quellen sind die Korona der Sonne, Supernovaüberreste und Galaxienhaufen.
Röntgenteleskope unterscheiden sich stark von optischen Teleskopen. Linsenkonstruktionen auch Reflektoren (Spiegel) sind nicht möglich, da Röntgenlicht nur bei sehr flachen Einfallswinkel von weniger als 87 Grad reflektiert werden. Daher werden Röntgenteleskope mit inneinander angebrachten Ringsystemen gebaut, an welchen die einfallene Röntgenstrahlung immer steiler abgelenkt wird, um auf einen im Brennpunkt angebrachten Detektor, ein Zählgerät, zu fallen. Ein Querschnitt durch ein solches Ringsystem ist in Abbildung 5.10 gezeigt. Da als Detektor kein abbildendes System verwendet wird, kann man mit Einzelaufnahmen keine eigentlichen Röntgenbilder erzeugen. Weil ausserdem die Winkelauflösung sehr bescheiden ist, können nur ``Scans'' des Himmels vorgenommen werden und daraus Karten erstellt werden. Die Detektoren entsprechen den Geiger-Müller Zählrohren, die man auch zur Messung von radioaktiver Strahlung einsetzt.
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Für sehr kurze Wellenlängen von weniger als 1 nm kommen auch sogenannte Zonenplattengeräte zum Einsatz. Dabei erzeugt man mit einem Set abwechselnd durchlässig und undurchlässig sind ein Beugungsbild.
Die Erdatmosphäre ist für Röntgenstrahlung undurchlässig. Somit müssen Röntgenteleskope an Höhenballonen oder auf Satelliten montiert werden. Ein bekannter Röntgensatellit war der ROSAT-Satellit des Max Planck-Institutes für Extraterrestrikk in München. ROSAT hatte ein 84 cm Durchmesser Wolterteleskop mit 2.4 m Brennweite. Das Gesichtsfeld betrug 1 Grad, die Winkelauflösung 1.8 arcsec. Neuere Satelliten waren der kleine Abrixas, der allerdings wegen eines Problems mit der Energieversorgung kurz nach dem Start ausfiel, und der XMM.
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In der Gammaastronomie kümmert man sich um das hochenergetische Ende
des elektromagnetischen Spektrums mit Wellenlängen von weniger als
0.01 nm. In der Gammaastronomie gibt man in der Regel nicht die
Wellenlänge, sondern die Energie der Strahlung an. 0.01 nm
entsprechen dabei etwa 100 keV (Kiloelektronenvolt; 1 eV ist die
Energie, die ein einfach geladenes Teilchen braucht, um 1 m gegen ein
gleichnamiges elektrisches Feld zu laufen; z.B. ein Elektron gegen ein
negativ geladene Kondensatorplatte). Thermische Strahlung in diesem Bereich
ist sehr selten, denn die Quelle müsste Temperaturen von mehreren zehn
Millionen Grad haben. Darum stammt die meiste Strahlung aus nichtthermischen
Prozessen. Beispiele sind radioaktive Zerfälle von Kernen wie die
1.8 Mev (Megaelektronenvolt = 1000 keV) Emissionslinie, die beim
Zerfall von Aluminium-26 entsteht. Bei der Supernovaexplosion 1987 A
konnte man viel Linien von Zerfällen von Nickelatomkernen zu
Eisenkernen beobachten. Andere Möglichkeiten sind der Zerfall von
Elementarteilchen wie dem 
-Meson, das eine Linie mit 68 MeV
erzeugt. Auch die Paarvernichtung eines Positrons und eines
Elektrons (ein Teilchen-Antiteilchenpaar: das Positron ist das
elektrisch positiv geladene Gegenstück zum Elektron und somit
``Antimaterie''. Aufeinandertreffende Materie und Antimaterie wird
unter Aussendung von Energie vernichtet) erzeugt einen Gammablitz mit
511 keV. Alle diese Prozesse erzeugen Emissionslinien. Kontinuierliche
Strahlung entsteht bei Abbremsung von schnellen Elektronen in
elektromagnetischen Felder (Bremsstrahlung), bei der
relativistischen Bewegung von elektrisch geladenen Teilchen in
Magnetfelder (Pulsaren) durch die sogenannte Synchrotronstrahlung
oder durch den inversen Comptoneffekt. Bei letzteren kann ein Elektron
auf ein vorgängig niederenergetischeres Photon übertragen.
Vier galaktische Gammaquellen konnten mit Pulsaren identifiziert werden, darunte der Krebs- und der Velapulsar. Zwei als Kandidaten für ein schwarzes Loch bekannte Röntgen-Doppelsterne, Herkules X-1 und Cygnus X-1 senden ebenfalls Gammastrahlen aus. Extragalaktische Gammaquellen finden sich in den Kernen von aktiven Galaxien wie der Seyfert-Galaxie NGC 4151, die Riesenelliptische Galaxie Makarian 421 und der Quasar 3C 279.
Kürzlich konnten die Gammastrahlungsblitze (Gamma Ray Bursts) mit extragalaktischen Quellen identifiziert werden, die lange Zeit rätselhaft geblieben waren.
Gammaobservatorien werden in Höhenballonen oder Satelliten installiert. Die Konstruktion gleicht den Röntgenteleskopen. Als Detektoren werden Funkenkammern, Tscherenkow-Zähler, Plastik- und Kristallszintillationszähler verwendet. Dabei muss auf eine möglichst gute seitlich Abschirmung geachtet werden, damit die empfangenen Signale auch dem gewünschten Beobachtungsobjekt zugeordnet werden können. Jenseits von 100 MeV ist das Winkelauflösungsvermögen und die Photonenanzahl zu gering, um noch gute Resultate zu erhalten. In der Regel kann man die wenigen bekannten Quellen in diesem Energiebereich nicht mehr identifizieren.
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