Podcasts about potenzgesetz

Aktive Galaxienkerne (AGN) werden durch das Wachstum super-schwere schwarze Löcher, die im Zentrum jeder massiven Galaxie sitzen, betrieben. Da enge Korrelationen ihrer Massen zu Eigenschaften der elliptischen Galaxienkomponente beobachtet werden, und durch ihre extreme Leuchtkraft ist es naheliegend, dass AGN einen wichtigen Baustein von Galaxien bilden. Der erste Schritt, AGN zu verstehen ist es, ihre Häufigkeit zu ermitteln, sowie die Leuchtkraft der Population. Dieses Unterfangen wird dadurch erschwert, dass die meisten AGN von Gas und Staub umgeben sind. Selbst im energiereichen Röntgenbereich, der in dieser Arbeit verwendet wird, wird die intrinsische Strahlung durch Absorption um mehrere Größenordnung verringert. Die vorliegenden Doktorarbeit untersucht zuerst die Eigenschaften dieser Wolken, im speziellen ihre Geometrie, Säulendichteverteilung und ihr Verhältnis zur Leuchtkraft des AGN. Dazu werden ∼ 300 AGN von der längst-beobachteten Röntgenregion, der Chandra Deep Field South Kampagne verwendet. Eine neue Bayesische Methode zur Spektralanalyse wurde entwickelt, um verschiedene physikalisch motivierte Modelle für den Aufbau der Wolken zu vergleichen. Das Röntgenspektrum reagiert, hauptsächlich dank Compton-Streuung, auf die Gesamtbedeckung der Quelle durch das Gas. Eine detaillierte Analyse zeigt, dass die Wolken mit einer Torus (“Donut”) Form konsistent sind, und sowohl vollständige Bedeckung als auch eine Scheiben-artige Konfiguration ausgeschlossen werden können. Außerdem ist eine weiteren Komponente höherer Dichte notwendig um zusätzlich beobachtete Compton-Reflektion zu erklären. Dies deutet auf eine strukturierte Formation hin, wie etwa ein Torus mit einem Dichtegradienten. Die Untersuchung der gesamten AGN-Population inklusive der AGN mit hohen Säulendichten, verlangt eine große Stichprobe mit einem genauen Verständnis für die Stichprobenverzerrung, sowie fortgeschrittene statistische Inferenzmethoden. Diese Arbeit baut auf eine ∼ 2000 AGN große Stichprobe die durch Röntgenemission detektiert wurde, bestehend aus mehrschichtigen Kampagnen aus den CDFS, AEGIS-XD, COSMOS and XMM-XXL Regionen. Die Röntgenspektren wurden im Detail mit einem physikalischen Spektralmodell analysiert, um die intrinsische Leuchtkraft, Rotverschiebung, sowie Säulendichte (N_H) für jedes Objekt zu erhalten, inklusive der Messunsicherheit. Außerdem wurden in dieser Arbeit neue statistische Methoden entwickelt um die richtige Assoziation zu optischen/infraroten Objekten zu finden, und um die Unsicherheiten durch Objekte ohne Pendant, der Rotverschiebungsmessung, sowie der Poissonfehler des Röntgenspektrums in alle Ergebnisse einzubinden. Einen weiteren wichtigen Beitrag bildet eine Bayesische, nicht-parametrische Methode um die unverzerrte Dichte von AGN in kosmologischen Volumen als Funktion von intrinsischer Leuchtkraft, Rotverschiebung und Säulendichte (N H ) der verbergenden Wolken zu rekonstruieren. Obwohl in dieser Methode lediglich Glattheit verwendet wird, kann dieser Ansatz dieselben Formen der Leuchtkraftverteilung sowie ihre Entwicklung rekonstruieren, die sonst oft in emprischen Modellen verwendet werden, jedoch ohne diese apriori anzunehmen. Im Großen und Ganzen kann die Leuchtkraftverteilung, in allen Rotverschiebungsschalen, als Potenzgesetz mit einem Umbruchspunkt beschrieben werden. Sowohl die Normalisation als auch der Leuchtkraftumbruchspunkt entwickeln sich über den Lauf des Universums, allerdings zeigen die Daten keine Belege für eine Veränderung der Form der Verteilung. Dies deutet darauf hin, im Gegensatz zu Aussagen vorherigen Studien, dass der Rückkopplungsmechanismus zwischen AGN und beherbergender Galaxie immer gleich funktioniert, und sich nur die Anzahl und Größe der wachsenden Systeme verändert. Die nicht-parametrische Rekonstruktionsmethode verwendet keine Annahmen darüber wie sich z.B. die Häufigkeiten von Säulendichte des verdeckenden Gases mit Leuchtkraft oder Rotverschiebung verändert. Dies erlaubt sehr robuste Schlüsse über den Anteil der verdeckten AGN (N_H > 10^22 cm −2 ), die 77 +4 −5 % der Population ausmachen sowie den Anteil der Compton-dicken AGN (38 +8 −7 %), die sich hinter enormen Säulendichten (N_H > 10^24 cm −2 ) verbergen. Insbesondere dass der letztere Anteil bestimmt werden konnte, lässt endlich Schlüsse darauf zu, wieviel AGN “verdeckt” wachsen. Außerdem suggeriert es, dass der Torus einen großen Teil des AGN verdeckt. Basierend auf der Leuchtkraft der gesamten AGN Population wurde die Masse, die über den Lauf der Zeit in schwarzen Löchern gesperrt wurde, geschätzt, und die Massendichte der supermassereichen schwarzen Löcher im heutigen Universum vorhergesagt. Die Rekonstruktion bringt außerdem zu Tage, dass der Anteil der verdeckten AGN (insbesondere der Compton-dünnen AGN) eine negative Leuchtkraftabhängigkeit aufweist, und dass sich diese Abhängigkeit über die Geschichte des Universums entwickelt hat. Dieses Resultat wird in dieser Arbeit im Zusammenhang mit bestehenden Modellen interpretiert und ist möglicherweise ein Nebeneffekt eines nicht-hierarchischen Wachstums von AGN.

Diese Dissertation untersucht den Urspung der kosmischen Strahlung mit Beobachtungen der MAGIC Teleskope im Bereich der hoch energeticher Gammastrahlenastronomie. Gammastrahlung wird bei der Wechselwirkung relativistischer Teilchen erzeugt. Im Gegensatz zur geladenen kosmichen Strahlung, werden Gammastrahlen nicht von interstellaren Magnetfeldern beinflusst. Daher erlaubt die Ankunftsrichtung von Gammastrahlen die Bestimmung ihres Ursprungs. Ein Teil dieser Arbeit widmet sich der Verbesserung der Analyse von MAGIC-daten. Im besonderen wurde ein neuer Algorithmus zur Hintergrundbestimmung entwickelt, wodurch die systematischen Unsicherheiten deutlich verbessert werden konnten. Zudem wurde die Reflekivitaet und Fokusierung beider MAGIC Teleskope anhand des Vergleichs zwischen echten und simulierten Muonereignissen bestimmt. Die heutige Meinung ist, dass die Ueberreste von Supernovae, die expandierende Schockwellen der Sternimplosionen, der Ursprung der galaktischen kosmischen Strahlung sind. Obwohl hoch energetische Gammastrahlung von vielen dieser Objekte beobachtet wurde, erlaubt die schwierige Unterscheidung von leptonisch und hadronsich produzierter Gammastrahlung in den meisten Faellen keine klaren Schlussfolgerungen ueber die Anwesenheit relativistischer Hadronen und damit kosmischer Strahlung. Da Gammastrahlung aus hadronischen Wechselwirkungen, nahezu ausschliesslich in inelastischen Proton-Proton Kollisionen erzeugt wird, ist ihre Produktion umso effektiver, desto hoeher die Dichte des mediums ist. Die Region W51 beherbergt den 30000 Jahre alten Supernovaueberrest W51C, welcher teilweise mit der grossen Molekuelwolke W51B kollidiert. MAGIC hat ausgedehnte Gammastrahlung von dieser Region mit hoher statistischer Signifikanz (11 sigma) gemessen. Es konnte gezeigt werden, dass das Zentrum der Emission in dem Bereich hoher Dichte liegt, wo der Supernovaueberrest mit der Molekuelwolke kollidiert. Das Energiespektrum wurde im Bereich von 75 GeV bis 5.5 TeV gemessen und folgt einem Potenzgesetz. Die moegliche Kontamination dieser Emission durch einen nahegelegenen potentiellen Pulsarwindnebel zeigt keine Energieabhaengigkeit und wurde als ~20% der Gesamtemission bestimmt. Die Modellierung der nicht thermischen Mutliwellenlaengenemission deutet stark auf einen hadronischen Ursprung der Gammastrahlung hin. Diese Beschreibung impliziert, dass in etwa 16% der kinetsiche Energie der Schockwelle von W51C zur Produktion kosmischer Strahlung genutzt wurden. Damit is W51C eine der wenigen bekannten Supernovaueberreste wo eine Beschleunigung von Protonen der komsischer Strahlung, zumindestens bis 50 TeV, direkt beobachtet wird. HESS J1857+026 ist eine nicht identifizierte TeV-Quelle, die moeglicherweise den Pulsarwindnebel des, von der Gammastrahlung umschlossenen, hochenergetischen Pulsares PSR J1856+0245 darstellt. Eine augedehnte Emission wurde von MAGIC mit einer statistischen Signifikanz von mehr als 12 sigma gemessen. Das berechnete Spektrum verbindet die vorherigen Daten von Fermi/LAT und HESS, wobei es mit beiden Messungen ueberlappt. Anhand der MAGIC und Fermi/LAT Daten wurde ein Abweichung von einem einfachen Potenzgesetz bei ca. 100~GeV festgestellt. Bei hoeheren Energien werden zwei Emissionsregionen aufgeloest. Ueberhalb von einem TeV koennen zwei voneinander getrennte, einzeln signifikante Regionen festgestellt werden. Diese Dissertation zeigt die ersten morphologischen Untersuchungen, die mit den MAGIC Teleskopen durchgefuehrt wurden. Es wurde gezeigt, dass die Faehigkeit Strukturen in galaktischen Quellen aufloesen zu koennen, wichtige Informationen ueber die Physik der Teilchenbeschleunigung in astrophysikalischen Objekten liefert.

In der vorliegenden Arbeit wurden die physikalische Eigenschaften aktiver galaktischer Kerne untersucht. Aktive galaktische Kerne (AGN) sind durch ihr breitbandiges Spektrum und schnelle, gewaltige Leuchtkraftvariationen charakterisiert. Beobachtungen und Analyse beider Eigenschaften koennen dazu beitragen, die zentralen Energiequelle besser zu verstehen. Als erster Schritt wurden die Roentgenbeobachtungen der Seyfert-Galaxie PKS 0558-504 betrachtet, um die Variationen des Flusses und des Spektrums zu erforschen. Mit Hilfe des spektralen zwei-Komponenten-Modells findet man, dass die Variabilitaet meistens von der niederenergetischen Komponente hervorgerufen wird, waehrend die andere Komponente relativ stabil bleibt. Die Luminositaet aendert sich staendig waehrend der gesamten Beobachtungszeit, und mit Hilfe des spektralen Modells wurde eine Korrelation zwischen dem Fluss und den physikalischen Parametern (optische Tiefe und/oder Temperatur) der Emissionsregion gefunden. Diese Korrelation weist auf einem Zusammenhang zwischen der Emissionsquelle (die die Luminositaet reguliert) und den physikalischen Bedingungen innerhalb des Streumediums (das das Roentgenspektrum bestimmt) hin. MGC-6-30-15 ist eine andere prominente Seyfert 1 Galaxie, die starke Variabilitaet im Roentgenbereich auf vielen Zeitskalen zeigt. Gleichzeitige Beobachtungen dieses Objekts im Roentgen- und Ultaviolettband wurden dazu benutzt, Korrelation der Variabilitaet zu bestimmen. Es wurde gefunden, dass die UV-Strahlung mit kleineren Amplituden und laengeren Zeitskalen als die Roentgenstrahlung variiert. Die beiden Lichkurven sind stark korreliert, wobei die Roentgen- nach der UV-Strahlung den Beobachter erreicht. Diese Korrelation wird wahrscheinlich bei der Akkretion der Materie dadurch hervorgerufen, dass Fluktuationen in der aeusseren Akkretionsscheibe entstehen und sich dann auf das Zentralenobjekt zubewegen, so dass sie erst die optische und UV-Emission der Scheibe modulieren, und erst spaeter das Roentgenlicht, das sehr nahe dem Zentrum entsteht. Diese und andere Beobachtungen sind ein starker Beweis fuer dieses Modell der propagierenden Fluktuationen, und ein wichtiger Grund fuer die weitere detaillierte Untersuchung dieses Typs von Modellen, die die Emissionsvariabilitaet der AGN erklaeren. Basierend auf der Arbeit Lyubarskiis (1997) wurde ein phaenomenologisches Modell fuer die AGN Variabilitaet entwickelt. In diesem Modell propagieren die Akkretionsratefluktuationen einwaerts durch die Akkretionsscheibe und modulieren die Emission der inneren Regionen. Das in dieser Doktorarbeit verwendete Modell wurde nur fuer die Erklaerung der Roentgenemission benutzt, da die Natur der Zusammenhaenge zwischen der Akkretionsscheibe (optische/UV-Emission) und der Korona (Roentengstrahlung) theoretisch noch nicht gut genug bekannt ist und zusaetzliche freie Parameter braucht. Wir haben das Modell verwendet um numerisch die Lichtkurven auszurechnen, die man dann mit Beobachtungen vergleichen kann. Das Modell reproduziert viele der Eigenschaften der Beobachtungen: lineare Abhaengigkeit der Amplitude vom Fluss, log-normale Verteilung der Fluesse, Potenzgesetz des Leistungsspektrums (PSD) mit einem cut-off bei hohen Frequenzen. Die Korrelationen zwischen verschiedenen spektralen Roentgenbaeandern konnten auch reproduziert werden. Das Modell bestaetigt dass, wenn die harte Strahlung mehr im Zentralbereich der Scheibe konzentriert ist als die weiche, sie auch mehr Leistung bei hohen Fourierfrequenzen zeigt und auch spaeter beim Beobachter ankommt, verglichen mit der weichen Roentgenstrahlung, wie beobachtet. Das Modell kann auch Eigenschaften der Kreuzkorrelationen erklaeren, wie z.B. Kohaerenzen. Weil diese Analysen jedoch eine hoehere Qualitaet der Daten verlangen als fuer AGN normalerweise verfuegbar sind, haben wir das Modell auch auf einen Kandidaten fuer ein galaktisches schwarzes Loch, Cyg X-1, angewandt, von dem man bessere Beobachtungsdaten hat. Das Modell propagierender Akkretionsratefluktuationen kann die Variabilitaetseigenschaften der Roentgenlichtkurven dieser Systeme in einem oder mehreren Energiebaendern gut reproduzieren. Die bessere Qualitaet der Beobachtungsdaten dieser Systeme kann die Modellparameter besser einschraenken und bietet dadurch eine komplementaere Methode fuer die Untersuchung der Akkretionsprozesse.

In der vorliegenden Arbeit wurden die diffusiven und elektrophoretischen Eigenschaften von Desoxyribonuklein-säure (DNA) und die Selbstassemblierung von DNA-Chromophor-Hybridmolekülen untersucht. Hierzu wurden, neben Gelelektrophorese und temperaturabhängigen Absorptionsmessungen, vor allem Fluoreszenz-Korre-lationsmethoden angewandt. Um quantitative Aussagen mittels Fluoreszenz-Korrelations-Spektroskopie (FCS) über die freie Diffusion von doppelsträngigen (ds) DNA-Fragmenten (75 bp - 1019 bp) in wässrigen Lösungen zu treffen, wurden laserleis-tungsabhängige Messungen durchgeführt. Diese Experimente ergaben, dass photophysikalische Effekte wie Triplettrelaxation, Isomerisations- oder Bleichprozesse die Autokorrelation entscheidend beeinflussen. Die Län-genabhängigkeit der gemessenen Diffusionskonstanten kann mit einem Stabmodell beschrieben werden, das für alle verwendeten dsDNA-Fragmente, die Konturlängen von bis zu 7 Persistenzlängen aufweisen, Gültigkeit besitzt. In diesem Zusammenhang konnte auch gezeigt werden, dass kleinere Diffusionskonstanten lediglich bei der Zuga-be von zweiwertigen Salzen und bei hohen Salzstärken (> 0,1 M) beobachtet werden. Durch eine Komplexierung der dsDNA-Fragmente mit kationischen und neutralen Lipiden war es möglich, dsDNA in ein unpolares Lösungs-mittel (n-Alkan) zu überführen. Durch Messung der freien Diffusion konnte die Monodispersität von Lipid-dekorierten dsDNA-Fragmenten festgestellt werden. In der unpolaren Phase wurde eine kritische DNA-Konzentration (≈ 10 nM) festgestellt, die für die Stabilität der DNA-Lipid-Komplexe notwendig ist. In der Arbeitsgruppe von Prof. Dr. Müllen am Max-Planck-Institut für Polymerforschung in Mainz wurde ein DNA-Chromophor-Hybrid synthetisiert, bei dem an ein zentrales Farbstoffmolekül (Perylen) beidseitig jeweils ein kurzes ca. 20 Basen langes Oligonukleotid (ODN) kovalent angebunden wurde. FCS-Messungen, die die intrinsi-schen Fluoreszenzeigenschaften des Hybrids ausnutzten, konnten die Löslichkeit und Monodispersität der Hybride bzw. der Lipid-Hybrid-Komplexe sowohl in wässriger Phase als auch in Alkanen nachweisen. Durch eine geeigne-te Wahl der ODN-Sequenzen und der Anknüpfungsstelle der ODN an den Farbstoffkern entstanden durch Basen-paarung unterschiedliche, supramolekulare Strukturen, die in Gelelektrophorese-Experimenten nachgewiesen wur-den. Symmetrische DNA-Chromophor-Hybride können neben beliebig langen, linearen Ketten bei entsprechender Modifikation der Bausteine sandwichartige Dimere ausbilden. Asymmetrische Hybride ermöglichen den Aufbau linearer Strukturen definierter Länge (z. B. Dimere). Die thermodynamischen Eigenschaften der unterschiedlichen, supramolekularen Konstrukte wurden durch tempe-raturabhängige Absorptionsexperimente untersucht. Die Denaturierung der linearen kettenartigen Strukturen kann durch ein Zwei-Zustands-Modell beschrieben werden, dessen energetische Eigenschaften sehr gut mit denen der verwendeten ODN übereinstimmen. Im Fall der sandwichartigen Strukturen musste für den Schmelzübergang ein Drei-Zustands-Modell angenommen werden, wobei die eingebauten Farbstoffkerne eine energetische Wechselwir-kung vermittelten. Neben der freien Diffusion von dsDNA wurde deren elektrophoretische Drift untersucht. Dazu wurde ein Mikroe-lektrophorese-System entwickelt, bei dem die Drift im elektrischen Feld mittels zweier Laserfoki detektiert wird, die einen Abstand von ca. 5 µm aufweisen. Hierbei wirken die beiden Foki wie eine mikroskopische „Lichtschran-ke“; die Driftzeit wird dabei durch eine Orts-Orts-Kreuzkorrelation der beiden Fluoreszenzsignale zugänglich ge-macht. Auf Grund der methodisch bedingten sehr hohen Ortsauflösung ist es möglich, detaillierte Aussagen über die elektrophoretischen und elektroosmotischen Anteile an der Drift zu treffen. Experimente mit unterschiedlichen Feldstärken zeigen, dass eine Temperaturänderung durch den Eintrag von Joulscher Wärme nicht vernachlässigbar ist. Die elektrophoretische Mobilität ist in freier Lösung bei der verwendeten dsDNA unabhängig von der Frag-mentlänge und beträgt im Mittel 4,5∙10-4 cm2/Vs. Durch die gleichzeitige Messung von Drift und Diffusion konnte neben der elektrophoretischen Mobilität der dsDNA-Fragmente auch der Einfluss der hydrodynamischen Reibung ermittelt werden. Dadurch zeigt sich, dass neben der elektrostatischen Kraft und der Reibungskraft auch hydrody-namische Abschirmeffekte berücksichtigt werden müssen, um mit einem entsprechenden Kraftbild die Elektropho-rese-Experimente zu erklären. Im Gegensatz zu den Messungen in freier Lösung zeigt die elektrophoretische Drift der dsDNA-Fragmente in ei-nem physikalischen Polyethylenoxid-Netzwerk eine Längenabhängigkeit, die einem Potenzgesetz folgt (exp=-0,3). Berechnet man das Auflösungspotential der Elektrophorese-Experimente und vergleicht dies mit theoretischen Vorhersagen, so ergibt sich, dass die Diffusion im Vergleich zur Detektorausdehnung den deutlich stärker limitie-renden Faktor bezüglich des Auftrennpotentials unterschiedlich langer DNA darstellt. Die Auftrennung unter-schiedlich langer dsDNA-Fragmente in der Lösung konnte experimentell nachgewiesen werden, wobei die Auflö-sungsgrenze ungefähr 400 bp betrug. Die vorgestellten Ergebnisse belegen, dass FCS zur quantitativen Charakterisierung der Diffusion eingesetzt wer-den kann. Darüber hinaus erlaubt die simultane Messung von elektrophoretischer Drift und Diffusion mit Hilfe von Doppelfokus-FCS, die Bildung von supramolekularen Konstrukten im Bezug auf Ladung und Geometrie mit einer Zeitauflösung im Minutenbereich zu verfolgen.

Ziel der vorliegenden Doktorarbeit war es, neue Erkenntnisse über die Struktur, Zusammensetzung und Dynamik des zentralen Sternhaufens unserer Milchstraße zu gewinnen. Im Mittelpunkt unserer Analysen stand dabei vor allem die Natur der Konzentration einiger Millionen Sonnenmassen dunkler Materie im Zentrum dieses Haufens, bei welcher es sich vermutlich um ein supermassives Schwarzes Loch handelt. Schon seit Jahrzehnten wurde vermutet, dass die kompakte, nicht-thermische Radioquelle Sagittarius A* (Sgr A*), welche 1974 entdeckt wurde, mit einem solchen Objekt assoziiert ist. In großen Teilen basiert diese Arbeit auf Beobachtungen des galaktischen Zentrums mit der neuartigen Nahinfrarotkamera CONICA und dem dazugehörigen System für adaptive Optik, NAOS, am Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte. Dieses kombinierte System wurde Ende 2001/Anfang 2002 in Betrieb genommen und bietet ideale Voraussetzungen für tiefe, hochaufgelöste Nahinfrarot- Beobachtungen des galaktischen Zentrums. Ein grundliegendes Problem, welches es zu lösen galt, war die Astrometrie der Aufnahmen des Sternfeldes im galaktischen Zentrum. Ein akkurates astrometrisches System ist eine essentielle Voraussetzung dafür, Sgr A* auf Infrarotbildern zu identifizieren und die relativen Positionen und Bewegungen der Sterne in seiner Umgebung zu messen. Mit Hilfe von SiO Maser Sternen, deren Position durch Radiointerferometrie zu < 1 Millibogensekunde bestimmt werden kann, gelang es uns, die Position der nicht-thermischen Radioquelle Sagittarius A* (Sgr A*), welche mit dem vermuteten schwarzen Loch assoziiert ist, relativ zu den Sternen in seiner Umgebung mit einer Genauigkeit von < 10 mas zu bestimmen. Durch Sternzählungen in tiefen, hochauflösenden Bildern konnten wir zeigen, dass die Sterndichte zu Sgr A* hin mit einem Potenzgesetz ansteigt, dass der Sternhaufen also einen sogenannten Cusp in einem Radius von ca. 100 oder 40 mpc um das vermutete schwarze Loch aufzeigt. In einer Distanz < 4 mpc von Sgr A* steigt die Massendichte des Haufens auf über 108 M an. Die Sternpopulation im Cusp zeigt einen Mangel an Riesensternen und an Sternen auf dem horizontalen Ast relativ zum umgebenden Haufen. Hierfür könnten Sternkollisionen und/oder Massensegregation verantwortlich sein.

In den letzten Jahren wurden 373 ausgedehnte Roentgenquellen in der ROSAT Himmelsdurchmusterung (RASS) als Supernova Ueberreste (SNRs) Kandidaten identifiziert (Busser, 1998). Ein Ziel der vorliegenden Arbeit war die genaue Untersuchung und Identifizierung dieser Galaktischen SNR Kandidaten an Hand ihrer Roentgen- und Radiomorphologie. Diese Analyse erlaubte es fuer die untersuchten Objekte, zwischen extragalaktischen Hintergrundsquellen und SNR Kandidaten zu unterscheiden. Rund 16% der 373 Kandidaten (59) stellten sich als wahrscheinliche Galaxien oder Galaxienhaufen heraus, wohingegen sich 99 Kandidaten als unechte Hintergrundsquellen erwiesen. Nachbeobachtungen der besten Kandidaten wurden im Radioband sowie im Roentgenband durchgefuehrt und G38.7-1.4 und G296.7-0.9 als SNRs identifiziert. Neun Objekte wurden als hervorragende Kandidaten und weitere 90 als moegliche SNRs auf Grund ihrer Radio- und Roentgenmorphologie klassifiert. Die restlichen 114 Quellen zeigen kaum Indizien fuer SNRs and wurden deswegen als SNR Kandidaten verworfen. Ein Vergleich dieser Ergebnisse mit denen einer Simulation von Busser zeigt, dass weniger SNR Kandidaten im RASS gefunden wurden als von der Simulation erwartet. Um eine Uebereinstimmung beider Ergebnisse zu erreichen, muss eine hoehere interstellare Dichte, eine geringe Explosionsenergie und eine geringe galaktische SN Rate angenommen werden. Der zweite Teil dieser Arbeit beschreibt die detailierte Untersuchung dreier galaktischer SNRs. XMM-Newton Beobachtung von RCW 103: RCW 103 ist ein schalenfoermiger SNR mit einer kompakten Roentgenquelle im Zentrum. Es ist allerdings noch unklar, ob RCW 103 von einer Supernova (SN) Ia oder einem Kernkollaps SN stammt. Allerdings konnte gezeigt werden, dass RCW 103 in verschiedenen Linienemissionen die gleiche Ausdehnung hat, sowie eine geringe Expansionsgeschwindigkeit leichter Elemente wie z. Bsp. Magnesium aufweist, was fuer Kernkollaps SN erwartet wird. Schliesslich liefert die Existenz einer zentralen Punktquelle, die wahrscheinlich einem Neutronenstern und seinem Begleitstern zuzuordnen ist, ein ueberzeugendes Argument fuer ein Kernkollaps Szenario. XMM-Newton Beobachtung von G21.5-0.9: G21.5-0.9 ist ein dem Krebsnebel aehnlichen SNR mit einer kompakten Roentgenquelle im Zentrum. XMM-Newton Daten zeigen, dass der diffuse Nebel von G21.5-0.9 am besten durch ein Potenzgesetz beschrieben wird, dessen Spektralindex von 1.72 im Zentrum bis 2.43 am Rande des Halos ansteigt. Weder Linienemission noch Randaufhellung konnte im Halo gefunden werden und auch die spaehrische Symnmetrie legen eine Interpretation des aeusseren Halos als eine Ausdehnung des zentralen Synchrotronnebels nahe. ROSAT Beobachtung von G65.3+5.7: Das Roentgenspektrum von G65.3+5.7 zeigt thermische Roentgenemission, welches durch ein Raymond-Smith Model mit einer Durchschnittstemperatur von 0.20 keV und einer geringen Umgebungsdichte von ~0.019~cm^{-3} beschrieben wird. Unter der Annahme einer Entfernung von 1 kpc und unter der Benutzung der Sedov Gleichungen, erhaehlt man ein Alter von ~ 27500 Jahren, eine Explosionsenergie von ~ 0.18 x 10^{51} erg und eine Leuchtkraft L_x ~ 9.9 x 10^{34} erg. Der Radiopulsar PSR J1931+30 befindet sich in G65.3+5.7. Da keine zeitliche Frequenzaenderung bekannt ist, wurde mit Hilfe einer oberen Schranke der Roentgenzaehlrate und unter Annahme eines Spektrums, das dem des Krebsnebels aehnelt, ein Roentgenfluss f_x = 3.93 x 10^{-13} erg~cm^{-2} s^{-1} bestimmt, das einer Leuchtkraft L_x = 4.32 x 10^{32} erg entspricht und folglich einer unteren Schranke des charakteristischen Alters von 1400 Jahren entspricht.