. "8114004"^^ . "On the Contribution of Unresolved Galactic Stars to the Diffuse Soft X-ray Background"@de . "Properties of the Diffuse X-ray Background toward MBM20 with Suzaku"@de . "Der Diffuse Soft X-ray Background (deutsch diffuser weicher R\u00F6ntgenhintergrund) ist eine unregelm\u00E4\u00DFig verteilte Strahlung im Bereich niedrigenergetischer R\u00F6ntgenstrahlung von weniger als 10 keV. Sie wird \u00FCberwiegend verursacht von Plasma mit Temperaturen von mehr als 1.000.000 Kelvin in der Ebene sowie dem Halo der Milchstra\u00DFe. Heute wird vermutet, dass der Diffuse Soft X-ray Background aus den folgenden Komponenten besteht:"@de . "2009"^^ . "astro-ph/0309102v1"^^ . "K. D. Kuntz, S. L. Snowden"^^ . "140217089"^^ . "astro-ph/0102206v1"^^ . . "9103971"^^ . "7092260"^^ . "Diffuse Soft X-ray Background"@de . . "A. M. Soltan"^^ . . "Der Diffuse Soft X-ray Background (deutsch diffuser weicher R\u00F6ntgenhintergrund) ist eine unregelm\u00E4\u00DFig verteilte Strahlung im Bereich niedrigenergetischer R\u00F6ntgenstrahlung von weniger als 10 keV. Sie wird \u00FCberwiegend verursacht von Plasma mit Temperaturen von mehr als 1.000.000 Kelvin in der Ebene sowie dem Halo der Milchstra\u00DFe. Die Verteilung des diffuse soft x-ray backgrounds ist abh\u00E4ngig von der Wellenl\u00E4nge. Im Bereich von 100 eV ist die r\u00E4umliche Verteilung entgegengesetzt korreliert zur Dichte des neutralen Wasserstoffs aus Radiobeobachtungen. Die Verteilung wird h\u00E4ufig mit einem Schweizer K\u00E4se verglichen, wobei einzelne L\u00F6cher in einem ungef\u00E4hr gleichm\u00E4\u00DFigen Kontinuum auftreten. Im Band von 750 eV zeigen sich einzelne Objekte entlang der galaktischen Ebene, verbunden mit einer k\u00F6rnigen Struktur bei h\u00F6heren galaktischen Breiten. Die spektrale Verteilung unterhalb von 500 eV ist typisch f\u00FCr eine Schwarzk\u00F6rperstrahlung. Der weiche diffuse R\u00F6ntgenhintergrund wurde bereits durch die ersten R\u00F6ntgensatelliten Anfang der 1960er Jahre beschrieben, die Analyse ihrer Bestandteile erforderte aber eine h\u00F6here spektrale und r\u00E4umliche Aufl\u00F6sung. Heute wird vermutet, dass der Diffuse Soft X-ray Background aus den folgenden Komponenten besteht: \n* alte Supernova\u00FCberreste, wobei die R\u00F6ntgenstrahlung durch die expandierenden Gase von Supernovae verursacht werden wie bei der Lokalen Blase \n* Sto\u00DFfronten, die durch Sternwinde von hei\u00DFen fr\u00FChen Sternen wie den Wolf-Rayet-Sternen entstehen. Die beiden Quellen treten bevorzugt in der galaktischen Ebene auf und haben charakteristische Durchmesser von um die 100 Parsec \n* Plasmawolken im Halo der Milchstra\u00DFe, die von Supernovaexplosionen aus der galaktischen Ebene in das Halo beschleunigt wurden \n* einfallendes extragalaktisches Gas, das mit der interstellaren Materie der Milchstra\u00DFe wechselwirkt \n* R\u00F6ntgenstrahlung aus den Halos anderer Galaxien oder Galaxiehaufen \n* durch Thomson-Streuung gebeugte R\u00F6ntgenstrahlung von extragalaktischen Quellen \n* nicht aufgel\u00F6ste aktive galaktische Kerne von Hintergrundgalaxien \n* Wechselwirkung von geladenen Teilchen des Sonnenwindes mit der interstellaren Materie in der Heliosph\u00E4re \n* das Warm-Hot Intergalactic Medium \n* nicht aufgel\u00F6ste R\u00F6ntgenstrahlung aus den Koronae von magnetisch aktiven Sternen wie den RS-Canum-Venaticorum-Sternen"@de . "D. Koutroumpa, F. Acero, R. Lallement, J. Ballet, V. Kharchenko"^^ . "The diffuse X-ray background"@de . "2007"^^ . "Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics"^^ . "OVII and OVIII line emission in the diffuse soft X-ray background: heliospheric and galactic contributions"@de . . "2001"^^ . . "14018016"^^ . "A. Gupta, M. Galeazzi, D. Koutroumpa, R. Smith, R. Lallement"^^ . "2003"^^ . . "David B. Henley, Robin L. Shelton"^^ . "Is the Milky Way's Hot Halo Convectively Unstable?"@de . . "2014"^^ . . .