Bis heute ist nicht bekannt, in welcher Umgebung die schwersten Elemente durch Neutroneneinfangprozesse entstehen. Es gibt zwei mögliche Szenarien, die in der Literatur diskutiert werden: Supernova-Explosionen und Neutronensternverschmelzungen. Beide tragen zur Elementproduktion bei. Welches Szenario aber die dominierende Umgebung ist, bleibt umstritten. Mehrere Fakten sprechen für Supernova-Explosionen als Entstehungsorte: Wenn ein massereicher Stern kollabiert und anschließend explodiert, sind die Temperatur und die Dichte so hoch, dass Neutronen von den bereits bestehenden Elementen eingefangen und angelagert werden können. Obwohl in Simulationen mit kugelsymmetrischen Modellen nur protonen- reiche Auswürfe entstehen, kann es in asymmetrischen Explosionen aufgrund der Rotation und der Magnetfelder vermutlich zu einem neutronenreichen Auswurf kommen. Dieser ist hoch genug, dass der schnelle Neutroneneinfang auftreten kann. In dieser Arbeit habe ich daher die Überreste solcher Explosionen untersucht, um nach Asymmetrien und ihren möglichen Auswirkungen auf die Element-Entstehung und Verteilung zu suchen. Dafür wurden die beiden Supernova-Überreste CTB 109 und RCW 103 ausgewählt. CTB 109 besitzt im Zentrum einen anomale Röntgenpulsar, also einen Neutronenstern mit hohem Magnetfeld und starker Rotation, die durch Asymmetrien hervorgerufen worden sein könnten. Auch RCW 103 hat vermutlich einen solchen Pulsar als zentrale Quelle. Beide Überreste sind noch recht jung und befinden sich in ihrer Sedov-Taylor Phase. Die Distanz zur Erde beträgt für beide Überreste ungefähr 3 kpc, womit sie in der näheren Umgebung der Erde zu finden sind. Die Elemente bis zur Eisengruppe haben ihre bekanntesten Linien im Bereich der Röntgenstrahlung. Deswegen wurden für diese Arbeit archivierte Daten des Satelliten XMM-Newton ausgewählt und die Spektren in definierten Regionen in den bei- den Supernova-Überresten mit den EPIC MOS-Kameras ausgewertet. Die heutigen Röntgensatelliten haben jedoch keine ausreichende Sensitivität, um die schwersten Elemente zu detektieren. In den Spektren der beiden Überreste wurden deshalb vorwiegend die Elemente Silizium und Magnesium gefunden, in CTB 109 auch Neon. Elemente mit höheren Massezahlen konnten leider nicht signifikant aus dem Hintergrund herausgefiltert werden. Deutlich sind die Peaks der drei Elementen sichtbar, aber auch Schwefel ist in den Regionen mit hohen Zählraten zu entdecken. Für bei- de Supernova-Überreste wurde der beste Fit mit dem Modell vpshock gefunden. In diesem Modell wird ein Plasma angenommen, das bei konstanter Temperatur plan-parallel geschockt wird. Um diesen Fit zu erzielen wurden die Parameter für die Elemente Fe, S, Si, Mg, O und Ne variiert. Die restlichen Elemente wurden auf die solare Häufigkeit festgelegt. Bei CTB 109 befinden sich die Temperaturen (kT) in den Regionen mit hohen Zählraten im Bereich zwischen 0.6 und 0.7 keV und liegen damit im selben Bereich, der bereits mit anderen Teleskopen für CTB 109 gefunden wurde. In den Regionen mit niedrigen Zählraten liegen die Temperaturen etwas tiefer mit 0.3-0.4 keV. Im Supernova-Überrest RCW 103 wurde nur eine Region mit hoher Zählrate analysiert und eine Temperatur von 0.57 keV gefunden, während in der Region mit niedriger Zählrate die Temperatur kT = 0.36 ± 0.08 keV beträgt. Beide Werte passen zu den Werten in CTB 109. Die einzelnen Elementlinien wurden zusätzlich mit einer Gauß-Verteilung angepasst und die Flüsse ermittelt. Diese wurden in Intensitätskarten aufgetragen, in denen die unterschiedlichen Verteilungen der Elemente über den Supernova-Überrest zu sehen sind. Während Silizium in einigen wenigen Regionen geklumpt auftritt, ist Magnesium über die Überreste verteilt und hat in einigen Regionen höhere Werte als Silizium. Das lässt den Schluss zu, dass die beiden Elemente auf unterschiedliche Weise aus der Explosion herausgeschleudert wurden. Die Verteilung ist hier durchaus asymmetrisch, es ist jedoch nicht möglich dies auf eine asymmetrische Explosion der Supernova zurückzuführen. Dafür müssen mehr als zwei Supernova-Überreste mit dieser Methode untersucht werden und mit einer noch nicht vorhandenen Theorie zur Verteilung der Elemente in Überresten verglichen werden. Im direkten Vergleich der beiden bisher untersuchten Supernova-Überreste CTB 109 und RCW 103 sieht man, dass die beiden Überreste sich sehr in der Temperatur und der Verteilung der Elemente ähneln. Das lässt auf eine einheitliche Ausbreitung der Elemente innerhalb der Supernova-Überreste schließen. Silizium wird aufgrund der Explosion in fingerartigen Strukturen, die Rayleigh-Taylor-Instabilitäten, nach außen transportiert. Dabei bildet es Klumpen, die mit den weiter außen liegenden Schalen reagieren. Magnesium und Neon hingegen werden hauptsächlich in den Brennphasen vor der Explosion und in den äußeren Schichten des Sterns, der Zwiebelschalenstruktur, produziert. Dadurch ist eine ausgedehnte Verteilung zu er- warten. Diese Verteilungen der drei Elemente ist in dieser Arbeit bestätigt worden. Während Magnesium und Neon über den gesamten Überrest hohe Flüsse aufweisen, ist Silizium sehr lokal im Lobe von CTB 109 und im hellen Süden von RCW 103 zu finden. Mit zukünftigen Röntgenteleskopen, die eine höhere räumliche Auflösung ermöglichen, könnten die beobachteten Zusammenhänge zwischen der asymmetrischen Elementverteilung im Supernovaüberrest und den Mechanismen der Elemententstehung in der Supernova weiter untersucht werden. / Elements heavier than iron are produced via neutron capture. Where this process happens is still unknown. There are two main sites discussed in literature: supernova explosions and neutronstar mergers. Both will produce the lighter heavy elements, but the dominant producer of these two scenarios has still not determined. There are some good arguments for supernova explosions: when a massive star undergoes core collapse that results in a massive explosion, the temperatures and densities are very high. The atoms that are already in this environment can capture free neutrons. The charge number will increase and a more massive element will be created. Simulations with spherical symmetries show that the ejecta is protonrich. Due to asymmetries that are generated by rotations and magnetic fields of the progenitor star, the Explosion can produce neutronrich ejecta in the required amount to benefit the rapid neutron capture. I looked at the remnants of these explosions to find asymmetries and investigate their impact on nucleosynthesis and the distribution of elements. For this purpose, the supernova remnants CTB 109 and RCW 103 were selected for the analysis. CTB 109 has an anomalous X-ray pulsar in its center that rotates rapidly and has high magnetic fields. Both effects are assumed to exist due to asymmetries during the explosion. RCW 103 presumably has a similar central source. The remnants are both still in their Sedov-Taylor phase and are located at a distance of about 3 kpc from Earth. The elements with mass numbers up to that of iron have their prominent Emission lines in the energy range of the X-rays. For that reason, archived data from XMM-Newton were taken and the spectra in chosen regions in the remnants were analyzed with the EPIC MOS cameras. Unfortunately, the sensitivity of the present instruments is not high enough to detect the heaviest elements. In this work, mainly the element lines of silicon and magnesium were found. Neon was also detected for CTB 109. Elements with higher charge numbers could not be significantly separated from the background. All three elements can be seen clearly in the extracted spectra. In regions with high count rates even sulfur can be found. I used a model for a plan parallel shocked plasma with constant energy. To find the best fit, the elements Fe, S, Si, Mg, O and Ne were varied, while the other elements were fixed to the solar abundances. For CTB 109, the temperatures in the regions with high count rates are in the range of 0.6 and 0.7 keV and are in the same range as observations with other telescopes for CTB 109. In the regions with low count rates the temperature is lower at 0.3 to 0.4 keV. For RCW 103, only one region with high count rate was analyzed that has a temperature of 0.57 keV. In the region with low count rate, the temperature is kT = 0.36 ± 0.08 keV. Both values are very similar to CTB 109. The element lines of silicon, magnesium and neon were modeled separately with a Gaussian distribution and the fluxes were determined. They were plotted in intensity maps where the different distributions of the elements are shown. While silicon clumps in just a few regions, magnesium is spread widely over the remnants. In some regions, magnesium has an even higher flux than silicon. This leads to the assumption that both elements are transported in different ways from the explosion center into the surroundings. The Distribution of both elements shows asymmetric behavior, but it cannot be proven that this is due to the supernova explosion itself. Therefore, more than two supernova remnants have to be analyzed with this method. In addition, a theory of the evolution of element abundances in supernova remnants would help to interpret these results. The comparison of both supernova remnants CTB 109 and RCW 103 shows that the temperatures and the distributions are very similar. This indicates that the transportation of elements from the core into the remnant occurs in the same way in both supernova remnants. Silicon comes directly from the center of the explosion and is transported outwards with finger like structures that are formed by Rayleigh-Taylor instabilities. It clumps and interacts with the surrounding materials. Magnesium and neon are products of burning stages before the explosion. They will also be produced in the onion-like structure of the progenitor star. Therefore we assume a distribution that is spread widely over the whole remnant. This distribution is shown in this work. Magnesium and neon have high fluxes in nearly all analyzed regions, while silicon is only located in the Lobe of CTB 109 and the bright south of RCW 103. To extend the investigation of the correlation between asymmetrical element distributions in supernova remnants and the mechanisms of heavy element production, new X-ray telescopes are required that have higher spectral resolution than the ones today.

One of the most significant current discussions in Astrophysics relates to the origin of high-energy cosmic rays. According to our current knowledge, the abundance distribution of the elements in cosmic rays at their point of origin indicates, within plausible error limits, that they were initially formed by nuclear processes in the interiors of stars. It is also believed that their energy distribution up to 1018 eV has Galactic origins. But even though the knowledge about potential sources of cosmic rays is quite poor above „ 1015 eV, that is the “knee” of the cosmic-ray spectrum, up to the knee there seems to be a wide consensus that supernova remnants are the most likely candidates. Evidence of this comes from observations of non-thermal X-ray radiation, requiring synchrotron electrons with energies up to 1014 eV, exactly in the remnant of supernovae. To date, however, there is not conclusive evidence that they produce nuclei, the dominant component of cosmic rays, in addition to electrons. In light of this dearth of evidence, γ-ray observations from supernova remnants can offer the most promising direct way to confirm whether or not these astrophysical objects are indeed the main source of cosmic-ray nuclei below the knee. Recent observations with space- and ground-based observatories have established shell-type supernova remnants as GeV-to- TeV γ-ray sources. The interpretation of these observations is however complicated by the different radiation processes, leptonic and hadronic, that can produce similar fluxes in this energy band rendering ambiguous the nature of the emission itself. The aim of this work is to develop a deeper understanding of these radiation processes from a particular shell-type supernova remnant, namely RX J1713.7–3946, using observations of the LAT instrument onboard the Fermi Gamma-Ray Space Telescope. Furthermore, to obtain accurate spectra and morphology maps of the emission associated with this supernova remnant, an improved model of the diffuse Galactic γ-ray emission background is developed. The analyses of RX J1713.7–3946 carried out with this improved background show that the hard Fermi-LAT spectrum cannot be ascribed to the hadronic emission, leading thus to the conclusion that the leptonic scenario is instead the most natural picture for the high-energy γ-ray emission of RX J1713.7–3946. The leptonic scenario however does not rule out the possibility that cosmic-ray nuclei are accelerated in this supernova remnant, but it suggests that the ambient density may not be high enough to produce a significant hadronic γ-ray emission. Further investigations involving other supernova remnants using the improved back- ground developed in this work could allow compelling population studies, and hence prove or disprove the origin of Galactic cosmic-ray nuclei in these astrophysical objects. A break- through regarding the identification of the radiation mechanisms could be lastly achieved with a new generation of instruments such as CTA. / Eine der gegenwärtigen bedeutendsten geführten Diskussionen in der Astrophysik bezieht sich auf den Ursprung der hochenergetischen Kosmischen Strahlung. Nach unserem heutigen Verständnis weist die am Ort des Ursprungs elementare Zusam- mensetzung der Kosmischen Strahlung darauf hin, dass diese zu Beginn mittels nuklearer Prozesse im Inneren von Sternen gebildet wurde. Weiterhin wird ange- nommen, dass die Kosmische Strahlung bis 1018 eV galaktischen Ursprungs ist. Auch wenn das Verständnis über die potentiellen Quellen der Kosmischen Strahlung ober- halb von 1015 eV, dem sogenannten „Knie“ des Spektrums der Kosmischen Strah- lung, lückenhaft ist, so liegt doch der Konsens vor, dass Supernovaüberreste (SNR) die wahrscheinlichsten Quellen für Energien bis 1015 eV sind. Unterstützt wird die- ser Sachverhalt durch Beobachtungen von nichtthermischer Röntgenstrahlung von SNR, deren Emission Elektronen mit Energien bis zu 1014 eV erfordern. Jedoch gibt es bis heute keinen überzeugenden Beweis, dass SNR zusätzlich zu den Elektronen auch Atomkerne, die den dominierenden Anteil in der Kosmischen Strahlung bilden, beschleunigen. Trotz fehlender überzeugender Beweise ermöglichen nun Beobachtungen von SNR im γ-Strahlungsbereich einen vielversprechenden Weg zur Aufklärung der Fra- ge, ob diese astrophysikalischen Objekte in der Tat die Hauptquelle der Kosmischen Strahlung unterhalb des Knies sind. Kürzlich durchgeführte Beobachtungen im Welt- raum und auf der Erdoberfläche haben zu der Erkenntnis geführt, dass schalenartige SNR γ-Strahlung im GeV- und TeV-Bereich emittieren. Die Interpretation dieser Beobachtungen ist jedoch schwierig, da sowohl Atomkerne als auch Elektronen im betrachteten Energiebereich zu ähnlichen γ-Emissionen führen. Dadurch wird die eindeutige Identifizierung der Emission als das Resultat hadronischer oder leptoni- scher Emissionsprozesse erschwert. Das Ziel dieser Arbeit ist es, am Beispiel des schalenartigen SNR RX J1713.7- 3946 ein tieferes Verständnis über die Strahlungsprozesse zu erhalten, indem vom γ-Weltraumteleskop Fermi durchgeführte Beobachtungen analysiert werden. Um ge- naue Spektren und die Ausdehnung der Region der Emission zu erhalten, wird ein verbessertes Modell für die diffuse galaktische γ-Hintergrundstrahlung entwickelt. Die mit diesem verbesserten Hintergrund durchgeführte Analyse von RX J1713.7- 3946 zeigt, dass das vom Fermi-Satelliten beobachtete Spektrum nicht dem hadro- nischen Szenario zugeschrieben werden kann, sodass das leptonische Szenario für die γ-Emissionen von diesem SNR verantwortlich ist. Das leptonische Szenario schließt jedoch nicht die Möglichkeit aus, dass auch Atomkerne in diesem SNR beschleu- nigt werden. Aber es deutet darauf hin, dass die umgebende Teilchendichte nicht ausreichend hoch genug ist, um zu einer signifikanten hadronischen γ-Emission zu führen. Weitere Untersuchungen, die andere SNR in Kombination mit dem hier ent- wickelten verbesserten Modell der Hintergrundstrahlung beinhalten, können Popu- lationsstudien erlauben. Dies könnte klären, ob die SNR tatsächlich die Quellen der galaktischen Kosmischen Strahlung sind. Ein Durchbruch bezüglich der Identi- fikation des Strahlungsmechanismus könnte auch durch eine neue Generation von Beobachtungsinstrumenten, wie das Cherenkov Telescope Array, erreicht werden.