MPE Jahresbericht 2002 / MPE Annual Report 2002

2.   Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

2.2
Sternzyklen und das Interstellare Medium /
Stellar Evolution and the Interstellar Medium

Stellare Objekte und ihre interstellare Umgebung können wir in hinreichender Genauigkeit für nahegelegene Regionen, also in unserer Galaxis, studieren. Ihre frühe Entwicklung ist bestimmt von teils instabilen Drehimpuls-Transport-Prozessen. Diese werden insbesondere durch Infrarot- und Röntgenemission sichtbar, bevor die stabile Hauptreihenphase erreicht wird. Besonders geeignete Untersuchungsobjekte sind T-Tauri Sterne, Doppelsterne, und stellare Objekte geringerer Masse, bis hin zu braunen Zwergsternen. In nahen Sonnensystemen ist die Suche nach neuen Planeten aussichtsreich, nahegelegene Wolkenkomplexe können wir auf ihre Sternbildungs-Bedingungen hin untersuchen. Späte Stadien der Sternentwicklung enthüllen sich uns über die Wirkungen von Supernova-Explosionen, sowie über die kompakten Reststerne (weiße Zwerg- oder Neutronen-Sterne), in denen entartete Materie für die Stabilität verantwortlich ist. Die Umwandlung der auf ein kleines Raumgebiet konzentrierten Rotations- und Magnetfeld-Energie des Ursprungssterns verleiht diesen kompakten Objekten besondere Strahlungseigenschaften. In Doppelsternsystemen führt der Massentransfer von einem Begleitstern auf den kompakten Stern zu charakteristischer Energieabstrahlung. Die Explosion eines massereichen Sterns als Supernova erzeugt durch ihre Wechselwirkung mit dem umgebenden interstellaren Gas ein ausgedehntes Objekt, den Supernova-Überrest. Jüngste Fortschritte in astronomischer Röntgenspektroskopie erlauben uns hier sogar die räumliche Verteilung bestimmter chemischer Elemente zu untersuchen, und damit unsere Modellvorstellungen von derartigen Explosionen in den interstellaren Raum zu verbessern, in denen neu synthetisierte Atome dem interstellaren Medium und damit der nächsten Generation sich bildender Sterne zugeführt werden. Supernovae sind neben den starken Sternwinden massereicher Sterne die Haupt-Energiequelle, die die Struktur des interstellaren Mediums und ihre einzelnen stabilen Phasen bestimmen. So kontrolliert die Sternbildungsrate über das interstellare Medium die Langzeit-Entwicklung einer Galaxie, im Einzelnen modifiziert durch die dabei im interstellaren Raum ablaufenden Energie- und Materieströme, die sich uns auch in der kosmischen Strahlung und in spezifischer diffuser Röntgen- und Gamma-Emission offenbaren. Individual stellar objects and their interstellar environment can be observed in sufficient detail for sources which are located nearby, hence mostly in our Galaxy. Observing these sources, we can learn how newly-forming stars develop stability towards their main sequence phase: Peculiar IR and X-ray emission results from partly unstable angular-momentum transport processes. Prominent objects of such studies are T-Tauri stars, stars in binary systems, and low-mass objects down to brown dwarfs. Their proximity often even enables us to search for evidence of planets. Imaging interstellar gas with high spatial resolution reveals which types of clouds are favourable for star formation. Late stages of stellar evolution can be studied through effects of supernova (SN) explosions. Compact stellar cores remain at the end of stellar evolution in the forms of neutron stars and white dwarfs, stabilized through degenerate phases of matter. Conversion of their rotational and magnetic-field energy results in characteristic radiation. In binary systems, matter accreted from a stellar companion leads to complex radiation phenomena during the accretion process onto the compact star, which helps us to gather information about their members. More extended astronomical objects arise from the interaction of SN explosions with their surrounding gas, forming SN remnants. Recent advances in astronomical X-ray spectroscopy enable us to even reveal the spatial distribution of characteristic elements, which advance our models for the explosion of massive stars and for the subsequent distribution of their ejecta in the ambient interstellar medium, where this mixture seeds the next generation of stars. Such supernova explosions, together with winds from massive stars, are the prime energy sources of the interstellar medium and therefore determine its morphology and the filling factors of its stable phases. Thus the star formation rate controls the evolution of the galaxy through feedback to and from the interstellar medium. This cycle is still understood in a crude way only. SN explosions also inject a sufficient amount of energy into the interstellar medium to set up conditions for particle acceleration and the production of cosmic rays. In turn, the cosmic-ray interaction with interstellar gas then produces high-energy radiation, which enables the study of large-scale transport of cosmic radiation and the phases of the interstellar medium.
In diesem Kapitel berichten wir über Untersuchungen dieses Zusammenhangs zwischen den Sternentwicklungs-Phasen einzelner Objekte und den verschiedenen großskaligen Erscheinungen im interstellaren Raum. This chapter reports on the progress in our understanding of different stellar objects and their life cycles, of SNe and their remnants, of cosmic-ray phenomena on different scales, and on the interstellar medium in general.


2.2.1   Junge Sterne und stellare Objekte / Young Stars and Stellar Objects

Sterngruppen und Sternbildungs-Regionen / Clusters and Starforming Regions

NGC 3603 ist einer der dichtesten und leuchtkräftigsten Haufen massereicher Sterne in der Milchstraße. Er kann deshalb als Muster für rasche Sternentstehung in Galaxien und für Untersuchungen der ursprünglichen Massenfunktion dienen. Mit der NAOS/CONICA-Kamera mit adaptiver Optik am VLT sind signifikante Verbesserungen in Empfindlichkeit und Winkelauflösung möglich. Wir haben mit NAOS/CONICA begonnen die Sternpopulation im Kern von NGC 3606 und anderen massereichen Haufen bis unter die Grenze des Wasserstoffbrennens zu bestimmen (Abb. 2-14). NGC 3603 is one of the densest and most luminous clusters of high-mass stars in the Galaxy. It can therefore serve as a template for rapid star formation in galaxies, and for studies of the Initial-Mass-Function. Using the NAOS/ CONICA adaptive optics camera on the VLT, it is possible to achieve significant improvements in both sensitivity and angular resolution. We are beginning a program with NAOS/CONICA to characterize the stellar population in the core of NGC 3603 and other massive clusters down to and below the hydrogen burning limit (Fig. 2-14).
Abb. 2-14: 2.2 µm-Aufnahme des Kerns des Sternhaufens NGC 3603, gewonnen mit der NAOS/ CONICA -Kamera mit adaptiver Optik am VLT.

Figure 2-14: 2.2 µm image of the core of the NGC 3603 cluster made with the NAOS/ CONICA adaptive optics camera on the VLT.

Junge Sterne entstehen aus dem Gravitationskollaps dichter Molekülwolkenkerne. Dabei bestimmen die Wolkeneigenschaften direkt oder indirekt diejenigen der Sterne. Untersuchungen der möglichen Sternentstehungsprozesse erfordern einheitliche Stichproben dichter Wolkenkerne aus verschiedenen Sternentstehungsregionen. Die C18O Durchmusterung mit dem NANTEN-Teleskop und dem 4m Radioteleskop der Universität von Nagoya identifizierte 179 Wolkenkerne in nahen (d<200 pc) Sternentstehungsregionen. Wir schlagen vor, dass Stern- und Sternhaufenentstehung stark von der ursprünglich vorhandenen Turbulenz und der Wechselwirkung mit externen Stößen abhängt. Genauere Rechnungen zeigen, dass massearme Kerne mit weniger als 25 Msol mindestens ~1043-44erg an kinetischer Energie abgeben müssen, um das Virialgleichgewicht zu erreichen, das dann zur Sternentstehung führt. Haufenbildende Wolkenkerne besitzen eine um etwa 1044erg erhöhte kinetische Energie die aus den entstandenen Haufen injiziert werden kann. Die Massenfunktion der Wolkenkerne folgt keinem einfachen Potenzgesetz, der Exponent ändert sich mit dem Massenbereich. Die mittlere Sternentstehungseffizienz der Kerne liegt bei etwa 10%, und das daraus resultierende Massenspektrum entspricht der Standard-Massenfunktion. Young stars are formed as a result of the gravitational collapse of dense molecular cloud cores, whose properties are supposed to determine the characteristics of the young stars. Studies of modes of star formation call for a statistical analysis of the dense cores uniformly sampled from various star forming regions (SFRs). The C18O survey of NANTEN and the 4m radio telescopes of Nagoya University results in 179 identified cores in the nearby (d<200 pc) SFRs. We suggest that star and cluster formation are controlled by the initial amount of turbulence and the interaction with the external shocks. Our further calculation shows that low-mass cores of <25 Msol need to lose ~1043-44erg of the kinetic energy until they reach the virial equilibrium which leads to star formation. The cluster-forming cores have larger kinetic energy by ~1044erg, which can be explained by injection from the formed clusters. The mass function of the cores does not appear to follow a single power-law function, the power-law index varies with the mass range. The average star-formation efficiency of the cores is ~10%, and the expected stellar mass function from the star-formation efficiency approximates the stellar initial-mass function.


Drehimpuls junger (sub)stellarer Objekte / Angular Momentum in Young Stellar and Sub-stellar Objects

Die Drehimpulsentwicklung im substellaren Massenbereich ist empirisch noch weniger bekannt als im stellaren; wir wissen nur dass alte braune Zwerge zu sehr rascher Rotation neigen (>60 km s-1). Rotationsraten können bestimmt werden wenn man die von Flecken verursachten Helligkeitsvariationen verfolgt. Mit dem 1.5m Teleskop der ESO/La Silla wurden im ChaI Sternentstehungsgebiet (Alter 1-5 Ma) zwölf Kandidaten für bzw. als solche erkannte braune Zwerge photometrisch überwacht. Drei davon erwiesen sich als veränderlich mit Perioden von 2 bis 3 Tagen. Das sind die ersten, die für junge braune Zwerge bekannt sind (Abb. 2-15); die aus den UVES/VLT Spektren ermittelten projizierten Rotationsgeschwindigkeiten (v sin i) von 8-26 km s-1 sind damit konsistent. The evolution of angular momentum in the substellar regime is observationally even less constrained than in the stellar domain; we only know that old brown dwarfs tend to rotate very rapidly (>60 km s-1). Rotation rates can be studied by tracing brightness variations caused by surface spots as the object rotates. Twelve bona fide and candidate brown dwarfs in the ChaI star forming region at ages of 1-5 Myr have been monitored photometrically with the 1.5m telescope at ESO, La Silla. Three of them showed photometric variabilities with periods of 2 to 3 days, the first rotational periods for young brown dwarfs (Fig. 2-15); the measurements are consistent with projected rotational velocities (v sin i) of 8-26 km s-1, measured from UVES/VLT spectra.
Abb. 2-15: Lichtkurve des sehr jungen Braunzwergkandidaten ChaHa6 (Spektraltyp M7) im I-Band. Die deutlich erkennbaren Variationen haben eine Periode von 3.4 Tagen und werden aller Wahrscheinlichkeit nach von Flecken verursacht. Die Periode stimmt für die erwarteten 0.7 Sonnenradien sehr gut mit der projizierten spektroskopischen Geschwindigkeit von 13 km s-1 überein, die mit UVES am VLT gemessen wurde./i>

>Fig. 2-15: Phase folded I-band light curve of the M7-type very young brown dwarf candidate ChaHa6. The visible photometric variations are periodic with 3.4 days and are most certainly caused by spots on the surface. The period agrees very well with the projected spectroscopic velocity of 13 km s-1 measured from UVES/VLT spectra and a radius of 0.7 solar radii.

Phänomene wie die Beschleunigung der Rotation aufgrund der Kontraktion, magnetische Bremsung infolge der Wechselwirkung mit einer Scheibe, oder das vorübergehende Anhalten der Kontraktion durch das Einsetzen des Deuteriumbrennens werden während der frühen Entwicklungsphasen erwartet. Wir haben herausgefunden, dass sich sehr junge braune Zwerge, im Gegensatz zu den schnell rotierenden alten, nur moderat langsam drehen. Der Großteil der Rotationsbeschleunigung brauner Zwerge findet demnach in weniger als 30 Ma statt. Phenomena such as acceleration due to contraction, magnetic braking due to interaction with a disk, or a temporal stop of the contraction due to the onset of Deuterium burning are expected to occur during early evolutionary stages. We find that very young brown dwarfs are moderately fast rotators in contrast to very rapidly rotating old brown dwarfs. Most of the acceleration during the contraction phase may occur within the first 30 Myr or less of the lifetime of a brown dwarf.
Seit einigen Jahren ist bekannt, dass braune Zwerge, ähnlich wie T-Tauri Sterne (TTS), in einem frühen Entwicklungsstadium Röntgenstrahlung emittieren. Magnetische Rekonnektion und die dabei freiwerdende Energie heizen das in magnetische Schleifen eingeschlossene Plasma so stark auf, dass es im Röntgenbereich abstrahlt. Eine Änderung der Röntgenemission zu kühleren Sternen hin könnte Aufschluss darüber geben wie das Magnetfeld in vollkonvektiven Sternen und braunen Zwergen aufrechterhalten wird. Since a few years it is known that brown dwarfs, similar to T-Tauri stars (TTS), emit X-rays in an early evolutionary stage. Magnetic reconnection and the energy set free in the process heats the magnetically confined plasma to very high temperatures and results in cooling by X-ray emission. A possible change of the X-ray emission towards stars with later spectral types could provide information about the mechanism that sustains the magnetic field in fully convective stars and brown dwarfs.
Die Röntgenleuchtkräfte brauner Zwerge in den Sternentstehungsregionen sigma Orionis und Taurus-Auriga wurde daher mit jenen von TTS in der Taurus-Region verglichen. Es zeigt sich dabei, dass beim Übergang zu vollkonvektiven Objekten kein wesentlicher Unterschied bei der Röntgenemission besteht. Dies lässt vermuten, dass der die Röntgenstrahlung produzierende Mechanismus sich auch im Bereich von vollkonvektiven Objekten nicht ändert. Die bei jedem Spektraltyp bestehende Streuung dürfte wohl an unterschiedlicher Rotation liegen (Dynamo-Effekt). Therefore we compared the X-ray luminosities of brown dwarfs in the star formation regions of sigma Orionis and Taurus-Auriga with the one of TTS in the Taurus-Auriga region. It turned out that there is no significant difference in the X-ray emission-properties at the transition to fully convective objects. This leads to the conjecture that the X-ray producing mechanism das not change in the region of fully convective objects. The scatter in X-ray properties that occurs for all spectral types is likely to be caused by differences in the rotational properties (effects of the dynamo).
Rotationsperioden können auch helfen, die Natur der durch den ROSAT All-Sky-Survey außerhalb von Molekülwolken gefundenen T-Tauri Sterne zu klären, welche den Sternentstehungstheorien zunächst widersprechen. Zwei Erklärungsmöglichkeiten sind: (1) Die TTS sind sog. Schnellläufer-TTS, also in den benachbarten Wolken entstanden und dann durch Beinahe-Zusammenstöße herausgeschleudert worden. (2) Die TTS sind an Ort und Stelle in kleinen Wolken entstanden, die sich mittlerweile aufgelöst haben. Rotation-periods can also be helpful to clarify the nature of the T-Tauri stars that have been discovered with the ROSAT All-Sky-Survey outside of molecular clouds, and that contradict star-formation theories at first glance. Two possible explanations are: (1) The TTS are so called run-away TTS, i.e. formed in neighbouring clouds and subsequently ejected at close encounters. (2) The TTS have been formed in-situ in smaller clouds, that have been disperesed in the meantime.
Zwischen diesen beiden Erklärungen wollten wir in der Sternentstehungsregion Taurus-Auriga unterscheiden, indem wir die Rotation der TTS vergleichen: Im ersten Modell erwartet man eine schnellere Rotation der TTS außerhalb der Wolken, da die Rotation direkt mit der Lebensdauer der Scheiben zusammenhängt, die eventuell durch Zusammenstöße drastisch reduziert sein könnte. Die Rotationsbeschleunigung der Sterne konnte also früher erfolgen. Für die zweite Erklärungsvariante dagegen erwartet man eine langsamere Rotation. Schließlich sind in den kleinen Wolken kaum Doppelsternsysteme entstanden, die niedrigere Scheibenlebensdauern aufweisen. Aufgrund der geringeren Sterndichte ist die Störung der Scheibenbahnen durch nahe Begleiter deutlich kleiner. Die Scheibenlebensdauern sind daher groß. Wir finden im Mittel geringere Rotationsperioden für TTS außerhalb der Wolken als für TTS in der Wolke, so dass die meisten TTS südlich der Taurus-Wolken wohl herausgeschleuderte Schnellläufer-TTS sind und auch keine Scheiben mehr aufweisen. We wanted to distinguish between these two by comparing the rotational properties of the TTS in the Taurus-Auriga star-formation region: in the first case we expect a more rapid rotation of the TTS outside the cloud, because the rotation is directly connected to the disk-lifetime, and hence the time available for braking, because that lifetime could have been reduced drastically by mutual collisions. The spin-up would occur earlier and the stars would rotate faster. For the second explanation we expect, on the contrary, slower rotation. After all, binary stars, with much shorter disk-lifetimes hardly formed in the smaller cloudlets. Furthermore, the perturbation of disks due to close neighbours is much weaker due to lower star-density. Therefore the disk-lifetimes are large. On average we find smaller rotation periods for TTS outside the clouds than for TTS inside the clouds. Hence most auf the TTS south of the Taurus-clouds are likely to be ejected run-away TTS that do not have disks any more.
Abb. 2-16: Diese von der Kante aus gesehene zirkumstellare Scheibe wurde mit dem VLT-UT1/ISAAC bei "Seeing"Bedingungen von 0.4" aufgenommen. Das Farbbild kombiniert die Belichtungen in J, H, and KS unter Verwendung blauer, grüner bzw. roter Farbkodierung mit logarithmischer Farbskala. Der Weißabgleich erfolgte mit dem hellsten Hintergrundstern. Bildausschnitt: 30"x30", Norden ist oben und Osten links.

Fig. 2-16: An edge-on circumstellar dust disk observed with the VLT-UT1/ISAAC under 0.4"-seeing conditions. This colour composite image combines J, H, and KS using respectively blue, green, and red colour coding, with logarithmic colour stretch. The white balance is obtained from the brightest background star. The image size is 30"x30". The image orientation is North on the top and East on the left hand side.

Während tiefer Nachfolgebeobachtungen im nahen Infraroten mit dem New Technology Telescope (NTT), die zur Identifizierung der optischen Gegenstücke von mit Chandra und XMM-Newton entdeckten Röntgenquellen unternommen wurden, entdeckten wir zufällig eine räumlich aufgelöste zirkumstellare Scheibe am Rande der r Ophiuchi Dunkelwolke. Weitere Nachfolgebeobachtungen mit dem Very Large Telescope (VLT/ISAAC) zeigen ein Staubband zwischen zwei charakteristischen nördlichen und südlichen Reflexionsnebeln (Abb. 2-16). Diese neue zirkumstellare Staub-Scheibe hat einen Radius von 2.15" (300 AE bei 140 pc), und eine Dicke von 1.2" (170 AE bei 140 pc). Obwohl die Scheibe nahezu von der Kante gesehen wird, zeigen die beiden Reflexionsnebel unterschiedliche Farben. Mittels unserer neuen NIR Daten-Visualisierungstechnik wiesen wir eine Struktur mit NIR-Farbexzess nach, die nördlich des dunklen Bandes und parallel dazu verläuft. During deep near-infrared follow-up observations of Chandra and XMM-Newton fields to find counterparts of new X-ray sources, we serendipitously discovered with the New Technology Telescope (NTT) a resolved circumstellar dust disk around an infrared source at the periphery of the r Ophiuchi dark cloud. Follow-up observations in J, H, and KS-band with the Very Large Telescope (VLT/ISAAC), under 0.4"-seeing conditions, unveil a dark dust lane between two characteristic northern and southern reflection nebulae (Fig 2-16). This new circumstellar dust disk has a radius of 2.15" (300 AU at 140 pc), and a width of 1.2" (170 AU at 140 pc). Although this disk is seen close to edge-on, the two reflection nebulae display very different colours. With our new NIR data visualization we identify a ridge, to the north of the dark lane and parallel to it, which displays a NIR colour excess.
Für eine Scheibenneigung, i=86±1o gibt unser axialsymmetrisches Scheibenmodell die VLT-Aufnahmen des Streulichts sowie die spektrale Energieverteilung vom optischen bis in das nahe Infrarot wider. Den Farbexzess im nahen Infraroten und den Extinktions-unterschied zwischen den beiden Reflexionsnebeln kann es jedoch nicht reproduzieren. Möglicherweise können eine deformierte Scheibe oder Staubsedimentation in der Zentralebene diese Diskrepanz erklären. Our axisymmetric disk models reproduce the VLT scattered light images and the spectral energy distribution (SED) from optical to NIR, with a disk inclination i=86±1o, yet fails to reproduce the observed NIR colour excess in the northern nebula and the extinction difference between the two reflection nebulae. Possibly a warped disk or dust settling in the disk midplane can explain this discrepancy.


Junge Sterne in der Nachbarschaft der Sonne / Young Stars in the Solar Neighbourhood

Sternzählungen und hochgenaue Spektralanalysen von FGK-Sternen in der Nachbarschaft der Sonne zeigen dass mehr als 10% der sonnennahen Sterne innerhalb der letzten 200-500 Ma entstanden sind. Im Vergleich zum Alter der dünnen-Scheibenpopulation der Milchstrasse (8 Ga) ist das ein lokaler Überschuss um einen Faktor 2 bis 5. Wir leben daher entweder in einer Epoche erhöhter Sternentstehung oder die Sonne durchquert gerade eine solche Region (Abb. 2-17). Star count and high precision spectral analyses of FGK-type stars in the solar neighbourhood reveal that more than 10% of the local inventory was formed within the last 200-500 Myr. Compared to the age of the Milky Way's thin-disk population (8 Gyr), this is a local excess of young stars by a factor 2 to 5. Thus, either we live in an epoch of enhanced star formation, or the Sun currently crosses a region thereof (Fig. 2-17).


Abb. 2-17: Der Großteil der sonnennahen jungen Sterne stammt aus zwei Gebieten: der Ursa Major Assoziation (Alter ~200 Ma), sowie der neuentdeckten "Herkules-Lyra Assoziation" (Alter ~100 Ma). Hier sind Geschwindigkeiten der Sterne im galaktischen Bezugssystem dargestellt.

Fig. 2-17: The bulk of the local young stars stems from two regions: the Ursa Major Association (age ~200 Myr), and the newly-discovered "Hercules-Lyra Association" (age ~100 Myr). The figure shows stellar velocities in galactic system.


Suche nach Begleitsternen und Planeten / Search for Companions and Planets

Unsere Beobachtungen des Begleiters von chi1 Ori (Abb. 2-18) ermöglichen es uns, die Massen der Sterne unter der Verwendung der Keplerschen Gesetze (MA=1.01±0.13 Msol, MB=0.15±0.02 Msol) zu berechnen, ohne Verwendung von Sternmodellen. Nimmt man die Sternentwicklungsmodelle als richtig an, sollte der Begleiter ein Alter von 110-150 Ma haben. Dies ist in Konflikt mit dem Alter des Primärsterns, der ein bestätigtes Mitglied des Ursa Major Clusters ist, mit einem Alter von 300 Ma. Demnach müssen entweder die Modelle von Sternen mit geringer Masse das Alter unterschätzen oder der Ursa Major Cluster ist jünger als angenommen. Our observations of the chi1 Ori companion (Fig. 2-18) enable us to calculate dynamical masses using only Kepler's laws (MA=1.01±0.13 Msol, MB=0.15±0.02 Msol) independent of stellar models. Assuming the stellar evolutionary models are correct, this implies an age of 110-150 Myr, in conflict with the primary being a confirmed member of the Ursa Major Cluster with a canonical age of 300 Myr. As a consequence, either the models at low masses underestimate the age of such stars or the Ursa Major Cluster is considerably younger than assumed.
Abb. 2-18: Das H-Band Bild des bisher unsichtbaren Begleiters von chi1chi Orionis (der projizierte Abstand von 0.5" entspricht einem physikalischen Abstand von 4.3 AE in einer Entfernung von 8.7 pc). Die Aufnahme wurde mit dem Keck NIRC2 Adaptiv-Optik System und Kamera, die mit einer koronographischen Maske mit 300 µm Durchmesser ausgerüstet war, gemacht. Der Begleiter zeigt einen Beugungsring und wurde sehr nahe bei der vorausgesagten Position entdeckt.

Fig. 2-18: The H-band image of the previously unseen companion of chi1 Orionis (the projected 0.5" seperation corresponds to a physical separation of 4.3 AU at 8.7 pc distance), taken with the Keck NIRC2 adaptive optics system and camera equipped with a coronographic mask of 300µm diameter. The companion shows a diffraction ring and is found close to the predicted position.

Die TW Hya Region ist ein einzigartiger Ort, um die Sternentstehung zu studieren, da es sich dabei um die nächste Sternentstehungsregion handelt. Bis heute sind als Mitglieder dieses Haufens ca. 20 junge Sterne bekannt, die wegen ihrer Nähe zur Erde und ihrem geringen Alter sehr gute Ziele sind, um dort nach protoplanetaren Scheiben und Planeten zu suchen. Junge Begleiter sollten im Vergleich zu älteren wegen noch stattfindender Kontraktion im IR selbstleuchtend und damit leichter detektierbar sein. In der Zwischenzeit wurden die meisten Mitglieder der TW Hydra und anderer naher Sternassoziationen mit hoher Dynamik beobachtet, massereiche Planeten mit einer Masse <13 Jupitermassen und einem Orbit von >50 AE wurden bisher jedoch nicht gefunden. The TW Hya region is a unique site for studying star formation because it is the most nearby SFR with a cluster of young stars. About 20 young star members are known to date, and they are very good targets of searching for proto-planetary disks and planets because of their proximity and youth. Young companions should still be self-luminous at IR wavelength due to ongoing contraction and thus easier to detect than their older counterparts. In the meantime, most members of the TW Hydra and other young nearby associations have been observed with high dynamic range, but no massive planets have been found so far, with the limit for <13 Jupiter masses being roughly >50 AU.
Bislang unentdeckte, weit entfernte Begleiter von Sternen mit Radialgeschwindigkeitsplaneten (RV) könnten die exzentrischen Bahnen vieler extrasolarer Planeten als Konsequenz gravitativer Bahnstörungen verursachen. Wir suchen deshalb mit dem ESO 3.5m NTT+SoFI und dem Calar Alto+MAGIC 2.2m Teleskop im nahen Infraroten nach weiten (sub)stellaren Begleitern um Sterne mit RV-Planeten. Viele lichtschwache Objekte mit einem projizierten Abstand zum Stern von bis zu 1000 AE wurden nachgewiesen. Um weite Begleiter von Hintergrundsternen zu unterscheiden, suchen wir nach Objekten, die sich mit einem Planeten-Stern mitbewegen. Mit Bildern des 2MASS-Infrarot-Himmelsdurchmusterung konnten bereits zwei stellare Begleiter bis zu 15mag gefunden werden. Wide binary companions of the radial velocity planet candidate host stars may explain the excentric orbits of many extrasolar planets. We search for wide (sub)stellar companions around radial velocity planet host stars by near infrared imaging with the ESO 3.5m NTT+SoFI and the 2.2m telescope on Calar Alto+MAGIC. Many faint objects were detected with distances up to 1000 AU from the star. In order to distinguish wide companions from background objects we looked for co-moving sources using images of the 2MASS IR all-sky survey as second epoch and found two stellar companions down to 15mag.


Theorie der Stern- und Planetenentstehung / Theories of Star and Planet Formation

Im Modell kerninduzierter Gasinstabilität entstehen Gasplaneten aus Planetenkernen kondensierbarer Materie, wenn diese über eine sogenannte kritische Masse hinaus wachsen. Um die physikalischen Grundlagen dieses Prozesses besser zu verstehen, untersuchten wir sphärisch symmetrische Protoplaneten mit verschiedenen Annahmen über die Zustandsgleichungen. Qualitativ ähnliche Resultate ergaben sich für Protoplanetenhüllen aus idealem Gas mit und ohne entartete
Elektronen sowie für eine Zustandsgleichung "harter Kugeln". Wir fanden zwei Arten von Planetenatmosphären: einerseits "homogene" Gashüllen mit radial nur gering abfallender Dichte, andererseits "kompakte" Hüllen mit einer geometrisch dünnen aber stark komprimierten Gasschicht, die eng um den Kern gepackt ist. Detaillierte numerische Zustandsgleichungen sind erforderlich, um die Planetenmassen, selbst im isothermen Fall, auf besser als einen Faktor zwei genau zu bestimmen. Unsere Protoplaneten zeigen einen weiten Bereich möglicher Hüllenmassen, mit mehreren Gleichgewichten für gegebene Bedingungen im präplanetaren Nebel.
In the nucleated-instability hypothesis, envelopes of giant planets are formed as a consequence of condensable element cores that grow beyond a critical mass. To determine the physical basis of criticality we investigated isothermal protoplanets with spherical symmetry and various assumptions about the equations of state. Qualitatively similar results were found for ideal gas, with and without degenerate electrons and a "hard sphere" equation of state. Two types of envelope equilibria exist: "uniform" envelopes with the density dropping weakly with increasing radial distance, and "compact" envelopes, that have a thin but very dense gas layer wrapped around the core with very low gas density further out. We demonstrated the need for detailed numerical equations of state to determine protoplanetary masses better than within a factor of two even in the isothermal case. Our solutions show a wide range of possible envelopes with multiple planetary equilibria existing for given nebula conditions.
Die erste Berechnung des Kollapses eines Wolkenfragmentes mit der Masse eines Braunen Zwerges ermöglichte die Bestimmung der frühesten Entwicklungsphasen eines substellaren Objektes. Die Gleichungen der Strahlungs-Hydrodynamik wurden unter Berücksichtigung der Eigengravitation und eines zeitabhängigen Konvektionsmodells gelöst. Der nach dem Ende der Akkretion resultierende junge braune Zwerg erwies sich als nur teilweise konvektiv. Während des Deuterium-Brennens erreicht der braune Zwerg das thermische Gleichgewicht. Erst nach dem Ende des Deuterium-Brennens nähert sich die Entwicklung an jene der klassischen, von Anfang an als hydrostatisch und vollkonvektiv angenommen Modelle an. The first calculation of the collapse of a cloud fragment that results in the formation of a brown dwarf was used to determine the early evolution of a substellar object. The equations of self-gravitating radiation-gas-dynamics were solved with spherical symmetry and including a time-dependent model of convection. After the end of accretion the hydrostatic young brown dwarf turns out to be partially convective. During Deuterium-burning the young brown dwarf reaches thermal equilibrium and becomes fully convective. After the end of Deuterium-burning the evolution converges to that of the classical hydrostatic models that assume a fully convective structure from the beginning.
Abb. 2-19: Leuchtkraft eines Pegasi-Planeten für Alter von 0-50 Ma und einer Endmasse von 164 Erdmassen. Hydrostatische Modelle vergleichbarer Masse mit willkürlichen Anfangsbedingungen (Burrows, strichliert) sind zum Vergleich dargestellt.

Fig. 2-19: Luminosity of a Pegasi planet for ages of 0-50 Myr and a final mass of 164 Earth masses. Hydrostatic models of comparable mass (Burrows, dashed) with arbitrary initial conditions are shown for comparison.

Pegasi Planeten sind Gasplaneten in einer engen Umlaufbahn um ihre Muttersterne. Die präplanetaren Nebelbedingungen an solchen Orten zeichnen sich durch relativ hohe Temperaturen und starke stellare Gezeiten aus. Das Resultat sind gravitativ stabile Nebelbedingungen für sehr große Bereiche von Oberflächendichten. Vorausgesetzt es stehen hinreichend große Reservoire von Gas und Festkörpern zur Verfügung führt das Kernwachstum zur Akkumulation and anschließender Akkretion von Gas aus dem protoplanetaren Nebel auf den jungen Planeten und damit zur raschen Entstehung eines Gasplaneten. Erstmals wurden Kern- und Gasakkretion dynamisch und für die gesamte Dauer der Vor-Hauptreihenphase eines Sterns mit Sonnenmasse simuliert. Während der Massenakkumulation steigt die Leuchtkraft des Pegasi-Planeten an bis zum Leuchtkraft-Maximum in der raschen Kontraktionsphase nach dem Erreichen der kritischen Masse. Ein Vergleich mit hydrostatischen Modellen für willkürlich gewählte Anfangsbedingungen zeigt, dass der Planetenentstehungsprozess die frühe Planetenentwicklung wenigstens bis zu einem Alter von 50 Ma bestimmt (Abb. 2-19). Pegasi planets are giant planets in close orbit around their parent star. The preplanetary nebula conditions at such locations are characterized by relatively high temperatures and strong stellar tides. They result in the gravitational stability of the gaseous disk for a wide range of surface densities. Provided sufficient reservoirs of gas and solids exist, core-growth leads to the subsequent attraction and accretion of nebula gas and results in the rapid formation of a giant planet. For the first time core- and gas-accretion have been calculated dynamically and for the entire time-span of the pre-main sequence phase of a solar mass star. During the mass accumulation phase the luminosity of Pegasi planets increases until the planet's peak luminosity is attained during the rapid contraction phase after the critical mass. Comparison to hydrostatic models with arbitrary initial conditions shows that the planet formation process determines the early planetary evolution up to at least 50 Myr (Fig. 2-19).
[Ammler, Broeg, Eisenhauer, Fuhrmann, Grosso, Huelamo, Jaffe, Jörgens, König, Mokler,
Neuhäuser, Pecnik, Stelzer, Tachihara, Wuchterl]


2.2.2   Novae und veränderliche Sterne / Novae and Variable Stars


Kataklysmische Veränderliche / Cataclysmic Variables

Die Quelle 1RXS J154814.5-452845 aus der ROSAT-Himmelsdurchmusterung wurde durch Nachfolgebeobachtungen im Röntgenbereich (ROSAT und XMM-Newton) und im optischen als neuer Veränderlicher vom Typ "intermediate polar" identifiziert. Die Quelle zeigt Pulsationen mit einer Periode von 693 s in optischen und in Röntgen-Lichtkurven. Das optische Spektrum zeigt Merkmale des Begleiters, einem Stern späten Typs, breite Absorptionslinien von H-beta und Balmerlinien höherer Ordnung. Letztere entstehen wahrscheinlich in der Atmosphäre des weißen Zwerges. Röntgenspektren von EPIC/XMM-Newton zeigen die für diese Klasse von Objekten typische harte
Emission, aber auch eine weiche Komponente mit der spektralen Form von Schwarzkörperstrahlung. Ähnliche Emission wird von Veränderlichen vom Typ "soft intermediate polar" beobachtet und stammt wahrscheinlich von der durch harte Röntgenstrahlung erhitzten Oberfläche des weißen Zwerges.
The ROSAT all-sky survey source 1RXS J154814.5-452845 was identified as a new intermediate polar from follow-up X-ray (ROSAT and XMM-Newton) and optical observations. The source shows pulsations with a period of 693 s both in the optical and X-ray light curves. The optical spectrum displays features from the late type secondary and shows the presence of broad absorption lines at H-beta and higher order Balmer lines which may be a signature of the white dwarf atmosphere. The average X-ray spectra as obtained by the EPIC instruments on board XMM-Newton show hard emission typical for this class of objects but also the presence of soft blackbody-like emission similar to that seen from soft intermediate polars and thought to arise from the white dwarf surface heated by the hard X-rays.
Abb. 2-20: Die Lichtkurve des von ROSAT entdeckten magnetischen kataklysmischen variablen Sterns RX J0953.5+1458 zeigt eine starke Modulation wegen des sich ständig ändernden Sichtwinkels zur Akkretions-Säule. Die Selbstbedeckung des Akkretions-Pols findet bei Phasen 0.75-1.15 statt.

Fig. 2-20: Lightcurve of the magnetic cataclysmic variable RX J0953.5+1458, showing strong modulation due to varying viewing angle of the accretion column. The self-eclipse of the accretion pole by the white dwarf occurs at phases 0.75-1.15.

Die starke Variabilität des von ROSAT entdeckten magnetischen kataklysmischen variablen Sterns RX J0953.5+1458 im optischen (Photometrie & Spektroskopie) und im Röntgenlicht (Abb. 2-20) zeigt, dass dies ein selbst-bedeckendes System ist, in dem der Akkretions-Pol sowie die Akkretions-Säule periodisch hinter dem Rand des weißen Zwerges verschwinden. Es handelt sich um ein kurzperiodisches System mit einer Umlauf-Periode von 103.75 Minuten. For the ROSAT-discovered magnetic cataclysmic variable RX J0953.5+1458, strong variability in the optical (photometry and spectroscopy) and X-rays (Fig. 2-20) indicates that it is a self-eclipsing system in which the accretion pole and column periodically disappear behind the limb of the white dwarf. This is a short period system with an orbital period of 103.75 minutes.
Eine Röntgenschattenbeobachtung der nahegelegenen Molekülwolke MBM12 (die sich wahrscheinlich in oder gerade am Rand der Lokalen Blase befindet) zeigte nur eine einzige helle Punktquelle, die kataklysmische Variable ("intermediate polar", IP) XY Ari, ein enges Doppelsternsystem mit einem Röntgenpulsar mit einer Periode von 206.2 s. Darüber hinaus ist dies der einzige bekannte IP mit einer tiefen Bedeckung im Röntgenbereich (Abb. 2-21); er wurde mit XMM-Newton EPIC pn fast 5 Stunden lang beobachtet. Eine detaillierte Spektralanalyse war zum ersten Mal mit XMM-Newton möglich wegen der viel größeren effektiven Fläche bis hin zu 12 keV. Ein Spektralmodell aus mehreren Komponenten kann die Daten befriedigend beschreiben: eine Komponente nach einem Potenzgesetz mit Photonenindex 1.33 und Absorption von 4x1022 cm-2 zusammen mit einem thermischen Plasma von etwa 10 keV mit solaren Häufigkeiten und einer absorbierenden Säulendichte von 7x1022 cm-2. Eine unverbreiterte neutrale Eisenlinie bei 6.40 keV ist zum Fit der Daten erforderlich. An X-ray shadowing observation of the nearby molecular cloud MBM12 (which is probably inside or just at the edge of the Local Bubble) shows only one bright point source, the cataclysmic variable ("intermediate polar", IP) XY Ari. It is a close binary system with a 206.2 s X-ray pulsar. Furthermore, it is the only known IP with a deep X-ray eclipse. The orbital period is about 6.06 h. During an XMM-Newton EPIC-pn observation of slightly less than 5 h a full eclipse was observed (Fig. 2-21). Detailed spectral analysis was possible with XMM-Newton for the first time due to a much higher effective area up to 12 keV. A multi-component spectral model satisfactorily fits the data: a power-law component with photon index 1.33 and 4x1022 cm-2 absorption is accompanied by a thermal plasma of about 10 keV with solar metallicities and 7x1022 cm-2 absorbing column density. A narrow neutral iron line at 6.40 keV is required.
Abb. 2-21: Lichtkurve (Hintergrund abgezogen) des "Intermediate Polar" XY Ari im 2-10 keV Energieband. Das Zeitinter vall beträgt 206.1 s (entspricht der Spinperiode des Röntgenpulsars). Die Bedeckung dauert etwa 34.86 Minuten, Eintritt und Austritt sind kürzer als ein Zeitauflösungselement. Die rote Kurve zeigt die Hintergrundlichtkurve zum Vergleich.

Fig. 2-21: Lightcurve (background subtracted) of the intermediate polar XY Ari in the 2-10 keV energy band: the time bin size was chosen to be 206.1 s (spin period of X-ray pulsar). The eclipse lasts about 34.86 minutes, ingress and egress are shorter than a time resolution elements. The red curve shows the background lightcurve for comparison.


Novae / Novae

Abb. 2-22: COMPTEL Messung des Breitenprofiles galaktischer 1.275 MeV Emission. Diese Emission wird radioaktivem 22Na zugeordnet. Das Profil stimmt überein mit einer Form des galaktischen Kernbereichs, wie sie aus den COBE IR Messungen abgeleitet wurde.

Fig. 2-22: COMPTEL measurement of the latitude profile of 1.275 MeV line emission attributed to 22Na. This profile points toward a bulge shape with the ratio of the major-to-minor bulge axis of ~2. This bulge shape is consistent with the bulge model derived from the COBE measurements of the Galactic IR-emissivity.

Die 9-jährige Himmelsdurchmusterung von COMPTEL zeigt ausgedehnte 1.275 MeV Emission (Abb. 2-22). Mit neueren Nova-Produktionsmodellen von 3-12 10-9 Msol 22Na leiten wir eine Rate für klassische Novae in der galaktischen Zentralregion von 20.5-82 pro Jahr her; üblicherweise nimmt man eine Rate von 30 pro Jahr an. Wenn wir weiterhin analog zu M31 annehmen dass ~75% aller Novae in einer Galaxie im Zentralbereich auftreten, dann ergibt sich für diesen Bereich eine Novadichte von >1.4 10-5 pc-3, also mehr als einen Faktor 10 über dem üblichen Wert. Wir schließen allerdings nicht aus, dass ein Teil der gemessenen Linienintensität tatsächlich der Kernanregung von 22Ne durch niederenergetische kosmische Strahlung zuzuordnen ist. Sollte dies so sein, dann könnte ein Teil der harten Röntgenemission des inneren Bereichs der Galaxis, so wie sie von GINGA, ASCA, und Chandra gemessen wurde, durch eben diese kosmische Strahlung und ihre Wechselwirkung mit dem Gas im Innern unserer Galaxis herrühren. In the 9-year COMPTEL data-base we detect bulge extended emission in the 1.275 MeV gamma-ray line of 22Na (Fig.2-22). Assuming nova 22Na yields from recent models of 3-12 10-9 Msol, we derive the range between 20.5 and 82 yr-1 for the classical nova rate in the Galactic bulge, where the lower bound value is close to the one usually quoted. Further assuming that Galactic bulge novae comprise ~75% of all Galactic novae similar to the case of M31, we estimate the space density of active classical novae systems in the bulge to be >1.4 10-5 pc-3, i.e. more than an order of magnitude higher than the favoured value. The above considerations do not exclude the possibility that part of the detected 1.275 MeV line emission in fact results from 22Ne excitation by low-energy cosmic rays in the Galactic bulge. If this is the case, then a notable part of the hard X-ray emission in the Galactic ridge detected by GINGA, ASCA, and Chandra might be produced by the same cosmic rays interacting with the bulge gaseous matter.
Der Verlauf der Nova Velorum 1999 wurde mit den ACIS-S und LETGS Instrumenten auf Chandra verfolgt (Abb. 2-23). Eine große Fülle an Linien wurde in dem LETGS Spektrum beobachtet. Dessen Verbreiterte OVII und NVI Linien können durch die Ausdehnung der Nova-Hülle erklärt werden. Dieses Spektrum erlaubt es uns erstmals, einen Mangel an Fe und Na in dem von der Novae ausgeworfenen Material festzustellen. The evolution of Nova Velorum 1999 was monitored with Chandra ACIS-S and LETGS (Fig. 2-23). A great wealth of emission lines were observed in the LETGS spectrum. Its broadened OVII and NVI lines are explained by the expansion of the shell in the novae. This spectrum allows us for the first time to detect a lack of Fe and Na in the Novae ejecta material.
Abb. 2-23: Das Chandra LETGS Spektrum der Nova Velorum 1999 (=V382 Vel) beobachtet im Februar 2000. Im Spektrum finden sich kaum Spuren von Fe und Na.

Fig. 2-23: The Chandra LETGS spectrum of Nova Velorum 1999 (=V382 Vel) observed in February 2000. The spectrum hardly shows any traces of Fe and Na.

[Breitschwerdt, Burwitz, Haberl, Freyberg, Iyudin, Kanbach]


2.2.3   Endstadien der Sternentwicklung / Final Stages of Stellar Evolution

Neutronensterne / Neutron Stars

In dem ~3700 Jahre alten Supernova-Überrest Puppis-A wurde mit dem Einstein Observatorium und mit ROSAT eine zentrale Punktquelle, ein junger, kühlender Neutronenstern, entdeckt. Das nun aus Beobachtungen mit XMM-Newton im April und November 2001 erhaltene Röntgenspektrum kann durch zwei Schwarzkörperspektren mit den Temperaturen T1=3 Millionen Kelvin und T2=5.5 Millionen Kelvin erklärt werden. Die Radien der emittierenden Flächen R1=2.9 km und R2=0.5 km deuten daraufhin, dass die Strahlung nicht von der gesamten, sondern von einem begrenzten Bereich der Neutronensternoberfläche stammt. Für die mittlere Oberflächentemperatur des Sterns ergibt sich aus den XMM-Daten eine obere Grenze von Too <= 1.2 Millionen Kelvin, die mit den Vorhersagen der Standardkühlungsmodelle vereinbar ist. Die aus ROSAT-Beobachtungen vermutete Rotationsperiode von 75.3 ms konnte mit XMM-Newton nicht bestätigt werden. The Einstein and ROSAT observatories have discovered a central compact X-ray point source in the ~3700 year old supernova remnant Puppis-A. The X-ray spectrum of this putative neutron star was taken by XMM-Newton in April and November 2001. The spectrum can be modelled with two blackbody components of temperature T1=3 million Kelvin and T2=5.5 million Kelvin. The radii of the emitting areas are R1=2.9 km and R2=0.5 km, respectively, and suggest that the X-radiation is not from the whole neutron star surface but from small restricted areas. An upper limit for the whole surface temperature is Too <= 1.2 million Kelvin which is still consistent with standard cooling models. A rotation period of 75.3 ms, as obtained 1998 from ROSAT data, could not be confirmed in the XMM-Newton data.
Der radio-leise isolierte Neutronenstern RX J0806.4-4123 wurde mit XMM-Newton und Chandra beobachtet. Die Daten der drei EPIC Instrumente erlaubten uns (i) eine verbesserte Röntgenposition mit einer Genauigkeit von 2-3 Bogensekunden abzuleiten, (ii) die ersten Spektren im weichen Röntgenbereich mit mittlerer Energieauflösung und hoher statistischer Qualität zu messen und (iii) eine mögliche Rotationsperiode für den Neutronenstern von 11.3714 s zu finden. Damit wäre der pulsierende Anteil von etwa 6% die schwächste von leuchtschwachen Neutronensternen bisher gemessene Modulation im Röntgenfluss. Die durch die Chandra Daten weiter reduzierte Unsicherheit in der Röntgenposition sollte empfindlichere Suche nach dem entsprechenden optischen Objekt ermöglichen. The radio-quiet isolated neutron star RX J0806.4-4123 was observed with XMM-Newton and Chandra. The data from the three EPIC instruments allowed us to (i) derive an improved X-ray position to an accuracy of 2-3 arcsec, (ii) accumulate the first medium-resolution soft X-ray spectra of high statistical quality and (iii) find a candidate for the neutron star rotation period of 11.3714 s. If confirmed the pulsed fraction of about 6% would be the weakest X-ray flux modulation detected from a dim isolated neutron star. The reduced size of the error circle on the X-ray position from the Chandra data should allow deeper searches for an optical counterpart.
Abb. 2-24: Zählraten Spektrum einer 505 ksec Chandra LETGS und einer 57 ksec XMM-Newton (EPIC-pn, -MOS and RGS) Beobachtung des isolierten Neutronen-Sterns RX J1856.5-3754. Ein Schwarzkörperstrahlungsspektrum mit einer Temperatur von 7.4x 105K erklärt die Messungen am besten.

Fig. 2-24: Count rate spectra of a 505 ksec Chandra LETGS and a 57 ksec XMM-Newton (EPIC-pn, -MOS and RGS) observation of the isolated neutron star RX J1856.5-3754. The best-fit spectrum is given by a single blackbody of temperature 7.4x105K.

XMM-Newton- und Chandra-Beobachtungen des Neutronen Sterns RX J1856.5-3754 ergeben, dass es sich hier um das Spektrum eines fast perfekten Schwarzkörpers mit einer Temperatur von 7.4x105K (Abb. 2-24) handelt. Alle anderen klassischen Modelle für Neutronensternatmosphären können für dieses Objekt ausgeschlossen werden. Es konnte lediglich eine obere Grenze von 1.3% für periodische Variationen gefunden werden. For the neutron star RX J1856.5-3754, XMM-Newton and Chandra observations yield a nearly-perfect black-body spectrum with a temperature of 7.4x105K (Fig. 2-24). All other classical neutron star atmosphere models can be ruled out. With all these data an upper limit of 1.3% could be found for periodic variations.
Abb. 2-25: Röntgenspektrum von 1E 1207.4-5209. Die mit Chandra gemessenen Daten wurden mit einem Schwarzkörperspektrum angeglichen. Die Residuen (mittleres Bild) zeigen zwei Absorptionslinien bei 0.7 und 1.4 keV, welche im unten dargestellten Spektrum berücksichtigt wurden. Damit werden die Messdaten gut wiedergegeben.

Fig. 2-25: Fit to the Chandra spectrum of 1E 1207.4-5209 with a blackbody model and its residuals (upper and middle panels). The same model with two absorption lines added (at 0.7 and 1.4 keV) nicely fits the data.

Im Januar 2000 und 2002 wurden mit Chandra zwei Beobachtungen der radio-ruhigen Zentralquelle im Supernovaüberrest PKS1209-51/52, (=1E 1207.4-5209) durchgeführt. Wir haben in dieser Quelle eine Rotationsperiode von 0.424 s mit zeitlicher Änderung (0.7-3) x 10-14 s s-1 entdeckt. Diese Parameter deuten auf ein Alter des Pulsars von ~0.2-1.6 106 Jahren. Damit wäre der Pulsar sehr viel älter als der Supernovaüberrest, der auf ein Alter von ~10-20 103 Jahren geschätzt wird. Diese Diskrepanz könnte bedeuten, dass der Pulsar schon ungefähr mit der jetzigen Periode geboren wurde. Interessanterweise passt keines der üblichen Energiespektren (Potenzgesetz, Schwarzer Körper, oder Neutronensternatmosphäre aus leichten Elementen) zum gemessenen Spektrum von 1E 1207.4-5209; signifikante Abweichungen werden im Bereich 0.5-2.0 keV (Abb. 2-25) festgestellt. Die Abweichungen könnten mit zwei Absorptionslinien bei 0.7 und 1.4 keV erklärt werden. Diese erstmalige Entdeckung von Absorptionslinien im Röntgenspektrum eines isolierten Neutronensterns wurde später mit einer XMM-Newton Messung bestätigt. Damit eröffnet sich die Möglichkeit, das Verhältnis von Masse zu Radius und das Magnetfeld dieses Pulsars direkt zu bestimmen, was besonders für die Zustandsgleichung der superdichten Materie im Innern des Sterns von Bedeutung ist. Two observations of the radio-quiet central source in the SNR PKS1209-51/52, (=1E 1207.4-5209) with Chandra in January 2000 and 2002 led to the discovery of a rotational period of 0.424 s and an estimate on the period derivative of (0.7-3) x 10-14 s s-1. These parameters imply the pulsar's age of ~0.2-1.6 Myr, which is much larger than the estimated age of the SNR (~10-20 kyr). This discrepancy could be explained if the pulsar was born with an initial period close to the current one. The most intriguing result came from analysis of the spectral data: none of the smooth models (power law, blackbody or neutron star light-element atmosphere) fits the detected X-ray spectrum of 1E 1207.4-5209. Significant deviations from the models are found in the 0.5-2.0 keV range (Fig. 2-25). The residuals can be modelled as two absorption features near 0.7 and 1.4 keV. This first discovery of absorption lines in the X-ray spectrum of an isolated neutron star has been later confirmed with an XMM-Newton observation and provides an exciting opportunity to directly measure the mass-to-radius ratio and the magnetic field of this neutron star. Measuring the mass-to-radius ratio is particular important because it constrains the equation of state of the superdense matter in the star's interior.
Abb. 2-26: Falschfarbenbild der Zentralregion von M28 (rot: 0.2-1.0 keV; grün: 1.0-2.0 keV; blau: 2.0-10.0 keV). Der gestrichelt dargestellte Kreis entspricht dem Kernradius von M28.

Fig. 2-26: False colour image of the central region of M28 (red: 0.2-1.0 keV; green: 1.0-2.0 keV; blue: 2.0-10.0 keV). The pulsar PSR 1821-24 is indicated. The dashed circle corresponds to the core radius of M28.

ROSAT HRI Beobachtungen zeigten dass der Millisekundenpulsar PSR1821-24, der sich im Kugelsternhaufen M28 befindet, von ausgedehnter diffuser Röntgenemission umgeben ist. Unklar war ob diese Röntgenstrahlung von Hintergrundsquellen im Kugelsternhaufen stammt, oder durch eine Wechselwirkung des Pulsarwindes mit dem Interstellaren Medium in M28 erzeugt wird. Die hohe Winkelauflösung von Chandra erlaubte nun tatsächlich zum ersten Mal den Pulsar räumlich von benachbarten Röntgenquellen aufzulösen, so dass diese Daten nicht nur das erste unkontaminierte Röntgenspektrum des Pulsars lieferten sondern auch zeigten, dass die diffuse Röntgenstrahlung von Hintergrundsquellen in M28 stammte (Abb. 2-26). In einem Feld von 4 Bogenminuten um den Pulsar findet man 46 Röntgenquellen. Die hellste dieser Quellen, die zugleich das weichste Röntgenspektrum besitzt, konnte als Kandidat für einen Röntgendoppelstern niedriger Masse (LMXB) identifiziert werden. Die Quelle mit dem härtesten Röntgenspektrum ist der Millisekundenpulsar PSR 1821-24. Mehrere der anderen Quellen in M28 zeigen Anzeichen für Intensitätsschwankungen auf Zeitskalen von Stunden oder Wochen. Das Pulsarspektrum zeigt völlig unerwartet und zum ersten Mal bei einem Millisekundenpulsar ein Spektralmerkmal zwischen ~2.8-4.8 keV. Der Ursprung dieses Merkmals ist Gegenstand weiterer Untersuchungen. Interpretiert man es als Zyklotron-Resonanzlinie, müsste das Magnetfeld des Pulsars ca. 100 mal stärker sein als aus Radiodaten abgeschätzt. ROSAT HRI observations have revealed extended and diffuse X-ray emission from the millisecond pulsar PSR1821-24 located in the globular cluster M28. Whether this emission was due to pulsar-wind interaction with the ISM in M28 or whether it was just due to unresolved globular cluster sources was the question of a Chandra observation. These data provide the first uncontaminated pulsar spectrum from PSR 1821-24 as Chandra allowed for the first time to resolve the pulsar from nearby sources seen in the ROSAT HRI. Fig. 2-26 shows the central region of M28 as seen by Chandra: 46 X-ray sources are detected in a field of 4 arcmin near the pulsar. The brightest source and the one with the softest spectrum is identified as a candidate low-mass X-ray binary (LMXB) whereas all the other sources turn out to have rather hard X-ray spectra. The source which emits the hardest X-rays is the millisecond pulsar PSR 1821-24. Several of the other sources are seen to be variable on time scales of hours to weeks. The pulsar spectrum shows for the first time an interesting and unexpected spectral feature between ~2.8-4.8 keV which is not seen in other sources. It's nature is not clear; but if it is interpreted in terms of electron cyclotron resonance emission it would mean that the pulsar magnetic field is 100 times stronger than what is expected from radio observations and the magnetic braking model.
Bei PSR J1617-5055 handelt es sich um einen 69ms Pulsar, dessen Röntgenstrahlung man aufgrund seiner räumlichen Nähe zum Supernovaüberrest RCW 103 bislang nicht sehr detailliert untersuchen konnte. Mit einem Abbremsalter von ca. 8000 Jahren gehört der Pulsar jedoch zu den jüngsten rotationsgetriebenen Pulsaren. XMM beobachtete den Pulsar im September 2001 A remarkable pulsar which up to now has not been studied in great detail at X-rays is the 69ms pulsar PSR J1617-5055 which is located near the supernova remnant RCW 103. An association between RCW 103 and PSR J1617-5055 was discussed but found to be unlikely. The spin-down age of the pulsar is ~8000 years, placing it among the youngest known rotation-
Abb. 2-27: Röntgen- und Radiopulsprofile von PSR J1617-5055 wie man sie mit XMM und bei 1.4 GHz mit dem Parkes Radio Teleskop beobachtet. Zwei Pulszyklen sind dargestellt. Beide Profile zeigen eine auffallende Ähnlichkeit. Die Phasenausrichtung der beiden Profile ist aufgrund fehlender Phasenbeziehung willkürlich.

Fig. 2-27: X-ray and radio pulse profiles of PSR J1617-5055 as observed with XMM and at 1.4 GHz with the Parkes Radio Telescope. Two pulsation cycles are shown for clarity. Both profiles show a striking gross similarity. Profiles have been aligned arbitrarily due to the lack of accurate phase relation.

und erlaubte zum ersten Mal eine detaillierte Untersuchung der mit der Rotation des Pulsars modulierten Röntgenstrahlung. Die Pulsformen im Röntgenbereich zeigen eine große Ähnlichkeit zu den im Radiobereich gefundenen, wonach man einen engen Zusammenhang der für die Röntgen- und Radiostrahlung verantwortlichen Emissionsmechanismen erwarten kann (Abb. 2-27). Der Crab-Pulsar ist der einzig bisher bekannte Pulsar bei dem die Pulsform der Röntgen- und Radiopulse so gut korreliert. Der sehr hohe Anteil von 53% gepulster Röntgenphotonen und das nicht-thermische Energiespektrum sind weitere Merkmale, die vermuten lassen, dass die Emission dieses Pulsars der des Crab-Pulsars wesentlich ähnlicher ist als bei vielen anderen jungen Neutronensternen. powered pulsars. PSR J1617-5055 was observed by XMM in September 2001. Most challenging are the pulsar's temporal emission properties which could be studied for the first time in greater detail. The X-ray pulses show a striking similarity with the radio pulses, suggesting a close correlation between the radio and X-ray emission mechanisms (Fig. 2-27). The Crab-pulsar is the only other example for which this is observed with such clarity. The strong pulsed flux of 53% and the non-thermal power-law spectrum are other interesting indicators which suggests that this pulsar seems to be more similar to the Crab-pulsar than any other young neutron star.
Abb. 2-28: Lineare Polarisation des optischen Lichts vom Krebspulsar. Im oberen Bild ist der Polarisationsgrad (rot) und der Polarisationswinkel (blau) als Funktion der Rotationsphase dargestellt. Die optische Lichtkurve im unteren Bild soll zur Referenz auf die Emissionsstrukturen dienen. Die Strahlung wird als Synchrotronemission relativistischer Elektronen interpretiert, wobei der Grad und die Richtung der Polarisation der Magnetfeldgeometrie in den Emissionszonen der Pulsarmagnetosphäre folgen.

Fig. 2-28: Linear polarization of optical light from the Crab pulsar. The upper panel shows the degree of polarization (red) and the angle of polarization (blue) as a function of the rotational phase. The optical lightcurve shown in the lower panel serves as a phase reference for the components of optical emission. This radiation is interpreted as synchrotron emission from relativistic electrons. The degree and angle of polarization delineate the magnetic field geometry in the emission regions of the pulsar's magnetosphere.

Der Pulsar im Krebsnebel wurde mit dem schnellen Photometer OPTIMA im optischen Spektralbereich (450-950 nm) mit dem 3.6m Teleskop auf dem Calar Alto beobachtet. Die lineare Polarisation des Pulsars (Abb. 2-28) wurde in einer dreistündigen Messung mit bisher unerreichter Präzision und Auflösung bestimmt. The Crab pulsar and nebula were observed at 450-950 nm wavelength at the Calar Alto 3.6m telescope with MPE's fast-timing photometer OPTIMA, which is now equipped with a rotating polarization filter. The polarization characteristics of the Crab Pulsar (Fig. 2-28) were derived from a 3 h exposure with an unprecedented precision and resolution.


Schwarze Löcher / Black Holes

Abb. 2-29: Messungen des Compton Gamma-Observatorium haben das Hochenergie-Emissionsverhalten der beiden Zustände des Systems Cyg X-1 verdeutlicht, das wahrscheinlich ein schwarzes Loch enthält: Im "soft-high" Zustand hat die MeV Emission ein härteres Spektrum und ist oberhalb 1 MeV sogar intensiver als die durch ein steileres Potenzgesetz beschriebene MeV Emission im "soft-low" Zustand.

Fig. 2-29: The Compton Gamma-Ray Observatory measurements have clarified the high-energy behavior of the two states of the Cyg X-1 black-hole candidate: In the soft-high state, the MeV emission is harder and above 1 MeV even more intense than the steeper powerlaw obtained at MeV energies for the soft-low state.

Cyg X-1 ist das erste stellare System mit einem schwarzen Loch von dem nun Gamma-Emission bis zu Energien von 10 MeV nachgewiesen wurde (COMPTEL). Sein Spektrum im Bereich 1 keV bis 10 MeV (Abb. 2-29) kann charakterisiert werden durch zwei verschiedene Zustände, einen seltenen (10% der Zeit) mit hoher keV Leuchtkraft und hoher Akkretionsrate, und einen keV-leuchtschwachen mit niedriger Akkretionsrate. Aus COMPTEL Messungen ergibt sich nun eine Korrelation zwischen keV und MeV Leuchtkraft, die der bekannten keV-100 keV Antikorrelation entgegensteht. Unterschiedliche Akkretionsraten haben verschiedene Abstrahlungsgeometrien und Strahlungsmechanismen zur Folge. Global interpretiert man das Spektrum als Überlagerung von Schwarzkörperstrahlung (~keV), Compton-Streuung an thermischen und suprathermischen Elektronen, und Compton Reflektionsstrahlung. Der Ursprung der nichtthermischen Elektronen ist dabei unklar. Cyg X-1 Spektren scheinen für stellare Systeme mit einem schwarzen Loch charakteristisch zu sein, denn die Spektren der Systeme GRO J0422+32, GRS 1716-249, und GRO J1655-40 sind diesen ähnlich. Cyg X-1 is the first stellar BH-system from which gamma-ray emission has now been clearly detected up to 10 MeV, with the COMPTEL instrument. Its energy spectrum from ~1 keV to 10 MeV can be characterized by two different intensity states in the keV-range (Fig. 2-29). High keV-intensity (10% of the time) represents a state of a high accretion rate, low keV-intensity one of low accretion rate. COMPTEL measurements now show that there is a direct correlation between the keV and MeV fluxes, in addition to the known anticorrelation between keV- and 100 keV flux. Different accretion rates incur different emission geometries and mechanisms, the overall spectra is interpreted as superposition of black body radiation (at keV-energies), Compton scattering of thermal and non-thermal electrons, and Compton reflection radiation. The origin of the non-thermal electrons (required above ~1 MeV) is not understood. Cyg X-1 spectra in its low and high intensity states seem to be typical for stellar black-hole systems. The spectra found from GRO J0422+32, GRS 1716-249, and GRO J1655-40 are consistent with the Cyg X-1 spectra up to the highest measured energies.


Supernovae / Supernovae

Abb. 2-30: Obere Grenzen für 56Co Gammastrahlung von SN1998bu aus COMPTEL Die Messungen widersprechen den üblichen SNIa Modellen, insbesondere denen mit weit nach außen gemischter Radioaktivität. Anderseits wurden von der SN1991T eher höhere 56Co Gamma-Intensitäten gemessen, als Modelle voraussagen (gestrichelt).

Fig. 2-30: COMPTEL upper limits for 56Co gamma-rays from SN1998bu are in conflict with most SNIa models, in particular with well-mixed ones. On the other hand, the COMPTEL-derived flux of 56Co gamma-rays from SN1991T (dashed) is on the bright side of model predictions.

Das bei der thermonuklearen Explosion eines weißen Zwergsterns frisch synthetisierte radioaktive 56Ni liefert die Energie für die gesamte Abstrahlung von einer Supernovae vom Typ Ia. Obwohl SNIa empirisch als "Standard-Kerzen" bezeichnet werden, ist ihre deutliche Homogenität unverstanden. Gammastrahlung vom 56Ni Zerfall (man erwartet 0.5 Msol 56Ni) könnte die direkteste Messung dieser Energiequelle liefern und so komplexe Photonen-Transportmodelle ergänzen, die Zerfallsenergie in optische bis zu infraroten Photonen umrechnen. Mit dem Compton Observatorium konnten lediglich zwei hinreichend nahe SNIa beobachtet werden: SN1991T in NGC4527 in 13 Mpc Entfernung, und SN1998bu bei 11 Mpc. The production of radioactive 56Ni during the thermonuclear explosion of a white dwarf powers the "light curve" of supernovae of type Ia across the electromagnetic spectrum. Although empirically calibrated as "standard candles", the apparent homogeneity of SNIa events is not understood. Gamma-rays from radioactive decay of the expected 0.5 Msol of 56Ni could provide the most direct calibration of the SNIa energy source, complementing the complex photon transport Monte Carlo models which underlie spectral interpretations of optical to infrared emission. Two sufficiently-nearby SNIa could be observed with the Compton Observatory, SN1991T in NGC4527 at 13 Mpc, and SN1998bu in M96 at 11 Mpc.
Neue Auswertung der SN1991T Daten von COMPTEL bestätigten nun das Gammasignal und eine eher hohe 56Ni Masse von 1.65±0.9 Msol; dabei sind die Unsicherheiten sowohl in der Messung als auch in der Objekt-Entfernung zu groß, um daraus auf die Modellklasse einer Verschmelzung zweier Zwergsterne zu schließen. Andererseits sollte SN1998bu nach Standardmodellen mit typischer 56Ni-Menge ein deutlich messbares Gammasignal erzeugt haben, wurde aber von keinem der Teleskope auf dem Compton Observatorium trotz dreimonatiger Belichtung gesehen (Fig 2-30). Daraus muss man schließen, dass entweder die Durchmischung radioaktiver Elemente in der jungen SN-Hülle geringer ist als allgemein angenommen, oder dass unsere SN-Expansionsmodelle die Absorption von Gammastrahlung nicht korrekt wiedergeben. Es sollte jede künftige Gelegenheit für derartige SNIa Messungen wahrgenommen werden; INTEGRAL könnte innerhalb der geplanten Missionsdauer 1-2 solcher Gelegenheiten haben. Re-analysis of SN1991T confirms a rather large 56Ni mass of 1.65±0.9 Msol; yet the uncertainty both in observed gamma-ray flux and distance of the host galaxy are too large to claim a model of two coalescing white dwarfs for this event from having produced more than a Chandrasekhar mass of 56Ni. On the other hand, SN1998bu should have produced a detectable gamma-ray signal, if its 56Ni yield were typical. The fact that none of the telescopes aboard the Compton Observatory has seen such emission (see our upper limits in Fig 2-30, derived from COMPTEL observations over more than 3 months) suggests that either ejecta mixing is much less than often assumed in models, or that our models of the expanding SN envelope are inadequate and do not even properly account for the evolution of gamma-ray opacity. Clearly, any opportunity for a sufficiently nearby SNIa must be taken to clarify this key aspect of SNIa; for INTEGRAL, only 1-2 chances may occur during its nominal mission lifetime.
[Becker, Burwitz, Collmar, Diehl, Georgii, Iyudin, Kanbach, Kellner, Lichti, Schönfelder, Steinle, Zavlin]


2.2.4   Wechselwirkungen mit dem interstellaren Medium /
Interaction with Interstellar Medium

Gebiete ionisierten Gases / Ionised-Gas Regions

Abb. 2-31: Links: [NeII] 12.8 µm Schmalbandaufnahme der UCHII-Region MonR2. Die waagrechte Linie gibt die Lage des Schnitts im rechten Diagramm wieder. Rechts: Orts/Geschwindigkeits-Schnitt für die [NeII]-Linie. Der Schnitt zeigt einen kompakten bipolaren Ausfluss am Ort der hellen Quelle sowie einen sich ausdehnenden Ring.

Fig. 2-31: Left: [NeII] 12.8 µm line flux distribution toward the UCHII region MonR2. The horizontal line shows the location of the cut in the right panel. Right: Position-velocity cut for the [NeII] line. The cut reveals the presence of a compact bipolar flow at the position of the bright source as well as an expanding ring.

Ultrakompakte HII-Regionen (UCHII) sind eine der am frühesten messbaren Erscheinungsformen massereicher Sterne (O oder frühes B). Diese Regionen sind heiß (104 K), klein (<0.05 pc) und dicht (ne>104- 105 cm-3). Eines der größten Probleme in Bezug auf diese Objekte ist, dass es viel zu viele gibt, gegeben ihre kleinen "Querungszeiten" und die OB-Sternentstehungsrate in der Galaxis. Verschiedene Wege zur Lösung dieses anscheinenden Widerspruchs sind vorgeschlagen worden, die alle Vorhersagen über die Kinematik der UCHII-Regionen machen. Untersuchung der Kinematik dieser stark absorbierten Objekte mit Zentimeterwellen-Rekombinationslinien ist aber wegen der großen thermischen Linienbreite und der Schwäche der Linien schwierig. Die 12.8 mm [NeII]-Linie ist in UCHII-Regionen sehr hell und ihre thermische Linienbreite ~4.5mal kleiner als für Wasserstoff. Wir haben das TEXES-Mittelinfrarotspektrometer am NASA-IRTF benutzt, um Karten der UCHII-Region Mon
R2 in [NeII] mit 2" und 4 km s-1 Auflösung zu machen. Die Karten (Abb. 2-31) zeigen komplexe aber systematische kinematische Muster, die auf an der Ionisationsfront des Nebels entlangfließendes Material hindeuten. Wenn der Nebel eine ionisierte Strömung ist, kann er möglicherweise (für viele Querungszeiten) überleben.
Ultracompact HII (UCHII) regions are one of the earliest detectable manifestations of massive (O and early B) stars. These regions are hot (104 K), small (<0.05 pc) and dense (ne>104- 105 cm-3). One of the greatest specific problems about these objects is that there are far too many of them, given their small "crossing times" and the OB star formation rate in the Galaxy. A variety of ways to resolve this apparent contradiction have been suggested, each of which makes predictions about the UCHII region kinematics. Probing the kinematics of these highly obscured objects with centimetre-wave recombination lines, however, is difficult both because of the large thermal width and the intrinsic weakness of the lines. The 12.8 mm [NeII] line emission from UCHII regions is very bright and the thermal width of the [NeII] line is ~4.5 times smaller than the hydrogen line width. We have used the TEXES mid-IR spectrograph on the NASA IRTF to make 2" and 4 km s-1 resolution maps of the UCHII region MonR2 in [NeII]. The maps (Fig. 2-31) reveal complex but systematic kinematic patterns indicative of material flowing along the ionisation boundary of the nebula. If the nebula is an ionised flow, it can potentially survive (for many times the crossing time).


Supernova-Überreste / Supernova Remnants

Nach einer Supernova-Explosion lässt sich die im Sterninneren fusionierte Materie beobachten. Physikalische Bedingungen vor und in der Explosion, sowie die Wechselwirkung der Explosionswelle mit der umgebenden Materie (Sternwind des Vorläufersterns und interstellares Medium) werden offenbar. Je nach Alter des Supernova-Überrests werden räumliche Bereiche von einigen AE (1013 cm) bis hin zu 300 Lichtjahren erschlossen. After a supernova explosion the matter created by fusion in the stellar interior can be observed. The physical conditions before and during the explosion as well as the interaction of the explosion wave with the ambient matter (stellar wind of the progenitor star and interstellar medium) become unravelled. Depending on the age of the supernova remnant spatial dimensions of a couple of AU (1013 cm) up to 300 light years can be explored.
Abb. 2-32: Röntgenspektrum der Supernova SN1993J. Die Messdaten sind schwarz eingezeichnet, das am besten passende Modellspektrum, das die Summe zweier Komponenten (grün und violett) ist, zeigt das rot gezeichnete Histogramm.

Fig. 2-32: X-ray spectrum of the Supernova SN1993J. The data points are drawn in black, the best-fit model spectrum, which is the sum of two components (green and purple), is shown by the histogram drawn in red.

Supernova SN1993J in M81 wurde seit ihrer Entdeckung mit ROSAT kontinuierlich überwacht und nun auch mit XMM-Newton beobachtet. Das Röntgenspektrum (Abb. 2-32) entspricht der Emission eines Plasmas mit zwei thermischen Komponenten unterschiedlicher Temperatur, die im Standardmodell dem Sternenwindmaterial und dem Sternmaterial zugeordnet werden. Allerdings widersprechen die in jeder Komponente gefundenen Elementhäufigkeiten dem Standardmodell: So findet sich das Eisen (Emissionslinie bei 6.7 keV) vornehmlich in der Hochtemperaturkomponente, wird aber als stellares Material wegen der geringeren Geschwindigkeit der einwärts laufenden Stosswelle in der kühleren Komponente erwartet. Zudem ist die heißere Komponente photoelektrisch höher absorbiert. Sie scheint also von weiter innen zu kommen. Nach dem Standardmodell sollte sie aber von der äußeren Stoßfront herrühren. Supernova SN1993J in M81 was monitored continuously since its discovery with ROSAT and now also observed with XMM-Newton. The X-ray spectrum (Fig. 2-32) corresponds to the emission of a plasma with two thermal components of different temperatures, which, in the standard model, are associated with stellar wind matter and stellar matter. However, element abundances found in each of the components are in contrast to the standard model. The iron (emission line at 6.7 keV) is found predominantly in the high temperature component, but being stellar matter it is expected in the cooler component because of the lower speed of the reverse shock wave. Furthermore the hotter component is photoelectrically more absorbed. It appears to originate from regions deeper inside. But according to the standard model it is expected to be associated with the forward shock wave.
Abb. 2-33: MOS 1 Röntgenspektrum des Supernova Überrests RCW 103 mit den prominenten Emissions-linien von Ne, Mg, Si und S. Eingeblendet ist die Flächenhelligkeitsverteilung in jeder dieser vier Linien über den Überrest. Es zeichnen sich keine signifikanten Unterschiede ab, insbesondere hat der Überrest im Lichte aller vier Linien die gleiche Ausdehnung.

Fig. 2-33: MOS 1 X-ray spectrum of the supernova remnant RCW 103 with the prominent emission lines of Ne, Mg, Si and S. The insert shows the surface brightness distribution of each of these four lines across the remnant. There don't appear significant differences, in particular the extent of the remnant in the light of each of the lines is the same.

In der Nähe des Zentrums von RCW 103, einem ~2000 Jahre alten galaktischen Supernova-Überrest, befindet sich eine Punktquelle, die aufgrund von Chandra- und XMM-Newton-Messungen als akkretierendes Röntgendoppelsternsystem mit einem Neutronenstern erkannt worden ist. Im Tycho Überrest, der einer Supernova vom Typ Ia zugeschrieben wird, finden sich die Elemente vornehmlich in Schalen separiert, deren unterschiedliche Durchmesser mit steigendem Atomgewicht kleiner werden. Eine ähnliche Analyse zur räumlichen Anordnung der Elemente in RCW 103 unter Verwendung der XMM-Newton Röntgenspektren lässt diesen Aufbau nicht erkennen, was in Verbindung mit dem Neutronenstern eine Kernkollaps-Supernova nahe legt (Abb. 2-33). Close to the center of RCW 103, a galactic supernova remnant of ~2000 years age, a point source is present, which, based on Chandra and XMM-Newton measurements, has been identified as an accreting binary system with a neutron star. In the Tycho remnant, which is attributed to a supernova of type Ia, the elements are separated predominantly in shells, the diameters of which differ and decrease with increasing atomic number. A similar analysis concerning the spatial ordering of the elements in RCW 103 using the XMM-Newton X-ray spectra does not show a similar arrangement, which together with the presence of a neutron star favours a core-collapse supernova (Fig. 2-33).
Abb. 2-34: Die drei EPIC Röntgenspektren (pn - schwarz, MOS 1 und MOS 2 - rot und grün) des Schrapnells E im Westen des Vela Supernova Überrests zusammen mit den bestpassenden Modellspektren, die als Histogramme eingezeichnet sind. Das Spektrum wird durch die Ne-K Linie bei 0.92 keV dominiert.

Fig. 2-34: The three EPIC X-ray spectra (pn - black, MOS 1 and MOS 2 - red and green) of shrapnel E in the west of the Vela supernova remnant together with best-fit model spectra which are drawn as histograms. The spectrum is dominated by the Ne-K line at 0.92 keV.

Die Spektren der Vela Schrapnells A und E lassen auf eine Überhäufigkeit der schweren Elemente, insbesondere des Siliziums in Schrapnell A und Neon in Schrapnell E, schließen, wie sie nur im Sterninneren zu finden ist (Abb. 2-34). Elementhäufigkeitsverhältnisse von Sauerstoff und Magnesium jeweils relativ zu Neon, sowie Vergleiche mit Supernova Kernkollaps-Modellrechnungen deuten darauf hin, dass die Schrapnells aus der Gegend des Sterns stammen, der bei einem Massenradius von 5Msol liegt, was dem äußeren Bereich der Sauerstoffschale entspricht. The spectra of the Vela shrapnels A and E imply an overabundance of heavy elements, in particular silicon in shrapnel A and Ne in shrapnel E, which can be found just in the interior of stars (Fig. 2-34). Element abundance ratios of oxygen and magnesium relative to Ne, as well as the comparison with supernova core-collapse model calculations indicate, that the shrapnels originate from regions in the star of a mass radius of 5Msol, which corresponds to the outer zone of the oxygen shell.
Im Südosten des Vela Supernova Überrests und überdeckt von ihm wurde mit ROSAT der Supernova-Überrest RX J0852.0-4622 entdeckt. Aus der gleichen Richtung wurde mit COMPTEL auch Gamma-Emission von radioaktivem Titan gemessen. Die Röntgenemission ist am stärksten in einem schmalen kreisbogenförmigen Gebiet am nordwestlichen und südöstlichen Rand. Die Röntgenspektren der beiden Randgebiete deuten beide jeweils auf einen nicht-thermischen Emissionsprozess wie Synchrotronstrahlung. In the south-east of the Vela supernova remnant but covered by it, the supernova remnant RX J0852.0-4622 was discovered with ROSAT. From the same direction also gamma-ray emission of radio-active titanium was measured with COMPTEL. The X-ray emission is most pronounced in two narrow arc-shaped regions at the northwest and southeast rims. The X-ray spectra of the two rim regions suggest a non-thermal emission process like synchrotron radiation.
Eine einzige, schwach angedeutete Linie bei 4 keV ist interessant. Ein direkter Bezug zu der mit COMPTEL gemessenen Ti-Linie scheint möglich. Mit weiteren Messungen (exakte Position und Breite der Röntgenlinie, mit dem Kalorimeter auf ASTRO E2 möglich; Bestätigung und Linienbreiten-Messung der Ti-Gamma-Linie mit INTEGRAL) könnten wir bedeutende Supernova-Diagnostik zu Geschwindigkeits-, Element- und Ionisations-Profil erhalten. A single, fairly faint line at 4 keV is interesting. A direct connection to the titanium gamma-ray line measured with COMPTEL appears to be possible. By future measurements (exact position and width of the X-ray line, feasible with the calorimeter on ASTRO E2; confirmation and line width measurement of the titanium gamma-ray line with INTEGRAL) this remnant could provide important supernova diagnostics like velocity, element and lionization profiles.


Die Lokale Blase, Loop I und das ISM / The Local Bubble, Loop I and the ISM

Nachdem wir eine OB Assoziation gefunden haben, die sehr wahrscheinlich für den Ursprung der Lokalen Blase (LB) verantwortlich ist (Untergruppe B1 der Pleiaden, s. Jahresbericht 2001), haben wir die zeitliche Entwicklung der LB detailliert untersucht. Dabei gehen wir davon aus, dass während der Bewegung von B1 (vor 15 Ma bis heute) durch das Gebiet, das jetzt von der LB ausgefüllt wird, diese durch etwa 20 sukzessive Supernova (SN) Explosionen entstanden ist. Der wesentliche Unterschied zu früheren Rechnungen besteht in der Beschreibung der Entwicklung der LB in einem realistischen Umgebungsmedium, das bereits 200 Ma lang durch Sternentstehung und SN-Aktivität (einzelne oder in Haufen) strukturiert wurde. After having identified an OB association (subgroup B1 of the Pleiades moving group, in Annual Report 2001) probably responsible for the origin of the Local Bubble (LB), we have explored the time-dependent evolution of the LB in detail. This study is based on the idea that as B1 passes through the region, now occupied by the LB, a local cavity is created by successive explosions of 20 supernovae (SNe) between 15 Myr ago and now. A major difference to previous studies is to follow the evolution of the LB in a realistic ambient interstellar medium (ISM). This entails a prior evolution of the Galactic ISM driven by star formation and SN explosions (random and clustered) for 200 Myr, before the LB is generated.
Abb. 2-35: Numerische Simulationen des lokalen ISM (Schnitt durch die galaktische Scheibe) mit 1.25 pc Auflösung; die Farbkodierung entspricht Teilchendichten zwischen 10-4 cm-3 (rot) und 102 cm-3 (blau) nach 200 Ma Entwicklungszeit; 0.75 Ma später entsteht die Lokale Blase (s. Pfeil) durch die erste von 20 SNe aus einem Vorläuferstern mit 20 Msol bei x=220, y=400 pc.

Fig. 2-35: Local ISM simulation (cut through the Galactic plane) at 1.25 pc resolution; the colour coding corresponds to the local density, ranging from 10-4 cm-3 (red) to 102 cm-3 (blue) and represents the ISM after 200 Myr of evolution;0.75 Myr later, the Local Bubble (s. arrow) is created by the first (out of 20) SN explosion of a 20 Msol star at x=220, y=400 pc.

Insgesamt explodierten etwa 20 Sterne mit Massen zwischen 10 und 20 Msol pro 6.5 105 a bei x=220, y=400 pc (Abb. 2-35) und erzeugten dabei die LB. Die Simulationen wurden mit unserem 3D AMR Code (Multiblock-Struktur mit adaptiver Gitterverfeinerung) mit einer Auflösung von 1.25 pc durchgeführt. Die lokal erhöhte SN-Rate aufgrund des Haufens B1 führt zu einer kohärenten Struktur der LB inmitten eines massiv gestörten Umgebungsmediums aufgrund andauernder Sternentstehung. Aufeinanderfolgende Explosionen erhöhen die Temperatur und den Druck in der LB, die zunächst homogen erscheint. Nach ca. 8 Ma entstehen interne Strukturen und nach 13.5 Ma, nachdem 20 SNe stattgefunden haben, wird ein Volumen mit heißem Gas ausgefüllt, das dem der heute beobachteten LB entspricht. A total of 20 stars with masses between 10 and 20 Msol explode (at an average rate of 1/(6.5 105 yr)) at x=220, y=400 pc (Fig. 2-35) thus generating the LB. The simulations are based on our 3D parallel (multi-block structured) adaptive mesh refinement (AMR) scheme with the finest level resolution being 1.25 pc. The locally enhanced SN rate due to subgroup B1 produces a coherent LB structure within a highly disturbed background medium (due to ongoing star formation). Successive explosions heat and pressurize the LB, which at first looks smooth, but develops internal structure at ~8 Myr. After 13.5 Myr 20 SNe have occurred inside the LB, filling a volume roughly corresponding to the present day observed LB.
Abb. 2-36: Gemeinsame Entwicklung der Lokalen Blase (links) und der Loop I Superblase (rechts), die bei x=200 pc, y=400 pc, bzw. bei x=400 pc, y=400 pc ihren Ursprung haben, anhand numerischer Simulationsrechnungen nach t= 13.5 Ma (d.h. heute), nachdem die letzte SN (von einem 10 MsolVorläuferstern) in der LB stattgefunden hat.

Fig. 2-36: The Local Bubble (left), centred at x=200 pc, y=400 pc, and Loop I superbubble (right) originating at x=400 pc, y=400 pc (density distribution, same representation as in Fig. 2-35) at time t=13.5 Myr (i.e. today, after the last SN in the LB from a 10 Msol star occurred) after their joint evolution.

Der Nordpolare Sporn ist ein Teil der dichten schockgeheizten Schale, welche die Loop I Superblase umschließt, und aufgrund ihrer geringen Entfernung von weniger als 100 pc die größte kohärente Struktur am Röntgen- und Radiohimmel darstellt. Der stellare Inhalt von Loop I, die sog. Sco-Cen-Assoziation, ist bekannt, und Abschätzungen, die auf einer Anfangsmassenverteilung (IMF) beruhen, deuten darauf hin, dass sich bis heute etwa 39 SNe ereignet haben. Wir haben deshalb Simulationen von der gemeinsamen Entwicklung von Loop I und der LB durchgeführt. Die Ergebnisse zeigen, dass es zu einer Kollision der beiden Blasen vor etwa 3 Ma gekommen sein muss, die zur Entstehung und zum Anwachsen von Rayleigh-Taylor-Instabilitäten geführt hat. Aus diesen haben sich Wölkchen gebildet, deren Größe mit unseren früheren analytischen Abschätzungen übereinstimmen (Abb. 2-36). Wir sagen vorher, dass die Wechselwirkungsschale in ca. 3 Ma fragmentieren wird, und in 10 Ma die beiden Blasen mit dem ISM verschmolzen sein werden. The North Polar Spur, which is the dense shock-heated part of the shell bounding the Loop I superbubble, is the largest coherent X-ray and radio structure in the sky, due to its proximity of less than 100 pc. The stellar content of Loop I, the Sco Cen association, is well-studied, and estimates based on the initial mass function (IMF) suggest that about 39 supernovae (SNe) have occurred until to date. We have therefore simulated the expansion of the Loop I bubble jointly with the LB. Our results show that the collision of the two bubbles occurred about 3 Myr ago, inducing Rayleigh-Taylor instabilities, which at present have grown to generate cloudlets of various sizes, as has been predicted by us. Both bubbles are still bounded by shells (Fig. 2-36). We predict that in 3 Myr the interaction shell will start to fragment and break up, and in 10 Myr from now the bubbles will merge and eventually dissolve in the ISM.


Röntgenemission vom lokalen ISM / X-ray Emission from the Local ISM

Das lokale interstellare Medium (LISM) war Gegenstand einer Anzahl von dedizierten XMM-Newton-Beobachtungen. Das wissenschaftliche Ziel bestand in der Untersuchung der weichen Röntgenemission der Lokalen Blase (LB) und des galaktischen Halos. Der physikalische Zustand der LB wird durch Vergleich der Emission aus Sichtlinien in Richtung der absorbierenden Wolke ("on-cloud") und nahe vorbeigehenden Sichtlinien ("off-cloud") bestimmt. Erste Auswertungen von Daten der Ophiuchus-Molekülwolke (Abb. 2-37) zeigen, dass Plasmamodelle, die ein Stoßionisationsgleichgewicht voraussetzen bei solaren Häufigkeiten zu höheren Temperaturen (log(kT) ~0.14± 0.02 keV) als dem kanonischen Wert von 106 K führen.
Eine andere Möglichkeit die Daten zu fitten besteht in einer beträchtlichen Erniedrigung der Metallizitäten, was wir jedoch für unrealistisch halten, da es starke Indizien für einen Multi-Supernova-Ursprung der LB gibt (s. vorherigen Abschnitt). Demnach würde man eher super- als subsolare Häufigkeiten infolge chemischer Anreicherung erwarten. Das LB-Spektrum hat große Ähnlichkeiten mit dem des galaktischen Halos, während das der benachbarten Loop I Superblase wesentlich verschieden davon ist (wegen Temperaturen von mehr als 4x106 K). Dies deutet darauf hin, dass der galaktische Halo eher durch die alte Lokale Blase als durch die aktive Loop I Superblase mit heißem Gas gespeist wird (in Form eines lokalen "Kamins").
The Local Interstellar Medium (LISM) has been the subject of a series of dedicated observations using the XMM-Newton X-ray observatory. The scientific goal of these observations was to study the diffuse soft X-ray emission of the Local Bubble (LB) and the Galactic Halo. We want to determine the physical state of the Local Bubble, by comparing the emission towards an opaque cloud ("on-cloud") with nearby sight lines close to the absorbing material ("off-cloud"). A first analysis of the Ophiuchus Molecular Cloud pointings (Fig. 2-37) shows that using plasma models in collisional ionization equilibrium with solar metallicies, leads to a local temperature higher (log(kT) ~0.14± 0.02 keV) than 106 K. Another way to fit the data is to substantially reduce the metallicities in the plasma, which we however consider as unrealistic, because there is evidence for a multi-supernova origin of the Local Bubble (s. previous section). Therefore rather super-solar than highly sub-solar metallicities are expected due to chemical enrichment. The Local Bubble spectrum appears very similar to the one of the Galactic Halo, whereas the spectrum of the neighbouring Loop-I superbubble is considerably different (due to temperature higher than 4x106 K). This may suggest that the lower Galactic Halo is fed by the Local Bubble (in the form of a local chimney) rather than by the more active Loop-I bubble.
Abb. 2-37: Aus Einzelbeobachtungen zusammengefügtes XMM-Newton EPIC-pn-Bild der Ophiuchus Molekülwolke im 0.5-0.9 keV Energieband. Die grünen Konturlinien geben die IRAS 100 µm-Emission wieder und zeigen deutlich die Antikorrelation zwischen Röntgenintensität und absorbierendem Material in der Molekülwolke.

Fig. 2-37: Merged set of XMM-Newton EPIC-pn images of the Ophiuchus Molecular Cloud in the 0.5-0.9 keV energy band. The green contours indicate the IRAS 100 µm emission and clearly show the anti-correlation between X-ray intensity and absorbing material in the molecular cloud.


Volumenfüllfaktor der ISM-Komponenten / Volume Filling Factor of the ISM Components

Die Verteilung des Gases im interstellaren Medium (ISM) und die Volumenfüllfaktoren fV der jeweiligen stabilen Phasen durch Modelle ab initio zu erklären ist seit über 30 Jahren ein ungelöstes Problem. Insbesondere für die heiße Phase wurde fV ~0.7-0.8 vorhergesagt. Beobachtungen aus unserer und externen Galaxien ergeben jedoch einen deutlich niedrigeren Wert von fV ~0.2-0.3. Wir konnten durch numerische Simulationen zeigen, dass die Expansion von Supernova-Überresten (SNRs) in einem durch Turbulenz stark gestörten Umgebungsmedium den Volumenfüllfaktor des heißen Gases auf die beobachteten Werte limitiert, selbst ohne starkes Magnetfeld (wie in früheren Arbeiten ad hoc postuliert wurde). Der Hauptgrund liegt im Transport von heißem Gas in den Halo, was zu einer galaktischen Fontäne führt. Das Simulationsvolumen betrug 1 kpc2 zentriert auf die Sonne, und 10 kpc in beide Richtungen senkrecht zur Scheibe. Die Simulationszeit betrug 330 Ma und die höchste Auflösung 0.625 pc. The distribution of gas in the interstellar medium (ISM) and the volume filling factors, fV, of the respective stable phases have been a problem for over 30 years. Theoretical models of the past have predicted fV ~0.7-0.8 for the hot phase. This was never confirmed by observations in our and external galaxies, which point to values of fV ~0.2-0.3 instead. We have shown by global ISM simulations that the expansion of supernova remnants (SNRs) in a highly disturbed background ISM, containing a substantial amount of turbulence, will limit the volume filling factor of the hot gas to the observed values, even without a strong magnetic field (as has been postulated ad hoc in previous works). A major reason is transport of hot gas into the halo, thereby driving a galactic fountain. The simulation grid has an area of 1 kpc2, centred on the Sun, with a vertical extension between ± 10 kpc. The simulation time was 330 Myr and the finest level of resolution was 0.625 pc.
Die Simulationen geben viele der beobachteten ISM Charakteristiken wieder: (i) Eine dicke ausgefranste HI-Scheibe. (ii) Blasen und Superblasen, sowie deren Schalen. (iii) tunnelartige Strukturen ("Chimneys"). (iv) Eine HII-Scheibe mit einer Skalenhöhe von 1.5 kpc über der Scheibenebene. (v) Kaltes Gas, hauptsächlich konzentriert in Filamenten, und vor allem (vi) einen niedrigen Volumenfüllfaktor von ~0.2 für das heiße Gas (in Übereinstimmung mit Beobachtungen), das hauptsächlich in einem verbundenen Tunnelnetzwerk, sowie auch in einzelnen Blasen zu finden ist. Selbst eine Erhöhung der SN-Rate auf den bis zu vierfachen Wert ergibt nur einen Füllfaktor von 0.3 (Abb. 2-38), d.h. wesentlich geringer als bei bisherigen Vorhersagen, aber in Übereinstimmung mit Beobachtungen von externen Galaxien. The simulations reproduce many of the observed ISM features: (i) A thick frothy HI gas disk. (ii) Bubbles and superbubbles and their shells. (iii) Tunnel-like structures (chimneys). (iv) A HII disk with a scale height of ~1.5 kpc above the midplane. (v) Cold gas mainly concentrated in filamentary structures. (vi) Most remarkably, the hot gas has a low volume filling factor of ~0.2, in agreement with observations and is mainly distributed in an interconnected tunnel network, and in some case it is confined to isolated bubbles. Even increasing the SN rate to two or four times the galactic rate, the hot gas filling factor never exceeds 0.3 (Fig. 2-38), which is still way below previous theoretical predictions, but in agreement with observations of external galaxies.
Abb. 2-38: Zeitliche Entwicklung der Volumenfüllfaktoren des ISM für T < = 103 K, 103<T <= 104 K, 104<T <= 10 5.5 K, T>105.5 K Gastemperaturen der stabilen Phasen für eine Supernovarate, die doppelt so hoch wie in der Galaxis gewählt wurde.

Fig. 2-38: Time evolution of the volume filling factors of the ISM for T <= 103 K, 103<T <= 104 K, 104<T <= 105.5 K, T>105.5 K gas temperatures of stable phases for a supernova rate being twice the Galactic value.


2.2.5   Kosmische Strahlung / Cosmic Rays

Die Intensität kosmischer Strahlung in der Galaxis / The Cosmic-Ray Luminosity of the Galaxy

Vor kurzem erschien eine Abschätzung der Leuchtkraft unserer Galaxis in kosmischer Strahlung von 7x1042 erg s-1, zwei Größenordnungen über dem akzeptierten Wert. Mit einem solchen Wert schieden Supernovae als Quellen kosmischer Strahlung aus. Aber man kann sich keine anderen Quellen plausibel vorstellen. Wir zeigten, dass die dieser neuen Abschätzung zugrundeliegenden Annahmen nicht gerechtfertigt sind (ein riesiger, bis 20 kpc oberhalb der Ebene reichender Halo kosmischer Strahlung mit konstanter Elektronen- und Ionendichte, und eine geringe Aufenthaltsdauer kosmischer Strahlung hierin), also exotische Quellmodelle für kosmische Strahlung nicht notwendig sind. A recent estimate of the cosmic ray luminosity of the Galaxy of 7x1042 erg s-1 is two orders of magnitude higher than generally accepted. With such a high value supernovae would no longer be able to be the sources of cosmic rays. But no other objects in the Milky Way are known that could replace supernovae. We showed that the assumptions made in this estimate (a huge cosmic-ray halo of 20 kpc scale height above the plane, a constant cosmic-ray density of electrons and nuclei throughout the entire huge halo, and a small cosmic-ray life-time for this extended halo) are not justified, and that exotic models for the origin of Galactic cosmic rays are therefore not needed.


Kosmische Strahlung aus der lokalen Blase / Cosmic Rays from the Local Bubble

Die Energieabhängigkeit der Verhältnisse sekundärer zu primären Isotopen, z.B. Bor/Kohlenstoff, verringert sich bei niedriger Energie (<1 GeV/Nukleon) langsamer als erwartet. Dies wurde jüngst durch den Advanced Composition Explorer (ACE) bestätigt. Eine Standarderklärung ist eine diffusive Nachbeschleunigung im interstellaren Medium. Eine andere Möglichkeit ist, dass es lokale Quellen kosmischer Strahlung gibt, z.B. mit der Lokalen Blase assoziierte Supernovae. Lokale Quellen würden zum lokalen primären Spektrum beitragen, aber keinen Einfluss auf das sekundäre Spektrum haben (das über die gesamte Galaxis produziert wird), so dass ein lokal produziertes steiles Spektrum als Resultat die beobachtete Reduzierung des B/C Verhältnisses bewirkt. Zudem wird die Sekundärkomponente reduziert und B/C fällt weiter, weil das interstellare primäre Spektrum, das die sekundäre Komponente produziert, schwächer ist bei niedrigen Energien. Abb. 2-39 zeigt ein Modell dieser Art: das primäre Kohlenstoff-Spektrum aus galaktischer und lokaler Blase und das resultierende B/C Verhältnis. Wir können nun B/C und das sekundäre Antiproton-Spektrum im selben Ausbreitungsmodell erklären; das Beifügen einer lokalen Komponente ermöglicht eine konsistente Wiedergabe beider. Wir haben auch die Zusammensetzung der kosmischen Strahlung in der lokalen Blase berechnet, und sind zu dem Schluss gekommen, dass sie konsistent mit derjenigen normaler kosmischer Strahlung ist. Ein deutlicher Beitrag der lokalen Blase in der beobachteten kosmischen Strahlung ist wahrscheinlich; die Folgen sollten weiter erforscht werden. A long-standing problem in cosmic-ray astrophysics is the energy-dependence of ratios of secondary to primary isotopes, such as Boron/Carbon, which falls off at low energies (<1 GeV/nucleon) faster than expected. This has been confirmed by recent high-precision data from the Advanced Composition Explorer (ACE). One standard explanation is diffusive re-acceleration in the interstellar medium. Another possibility is that there are local sources of cosmic-rays, associated for example with supernovae inside the Local Bubble. The local sources would contribute to the primary spectrum but have no effect on the secondaries (which are produced Galaxy-wide), so that if they produce a steep spectrum the result will be the observed low-energy fall-off in the B/C ratio. In addition, since the interstellar primary spectrum which produces the secondaries is lower at low energies, the secondaries will be reduced, further reducing B/C. Fig. 2-39 shows a model of this type: the Galactic and Local Bubble primary Carbon spectrum, and the resulting B/C ratio. One motivation for this work was the difficulty to explain both the B/C ratio and the secondary antiproton spectrum in the same propagation model; including a local bubble component allows a consistent reproduction of both. We have also computed the cosmic-ray composition of the Local Bubble in such a model, and find that it is quite consistent with that of standard Galactic cosmic rays. Although this is still a hypothesis, it does seem very likely that a local bubble contribution is present in the observed cosmic rays, and the consequences should be investigated further.

Abb. 2-39: Links: Spektrum von Kohlenstoff der kosmischen Strahlung im Modell, mit galaktischem und lokalem Beitrag, im Vergleich zur Messung. Rechts: Beobachtetes und modelliertes Bor/Kohlenstoff Verhältnis, mit Beobachtungen von HEAO, Ulysses und ACE zum Vergleich.

Fig. 2-39: Left: Cosmic-ray Carbon spectrum in our model, with Galactic and local bubble contributions and the total, compared to the measured spectrum. Right: Observed and modelled Boron/Carbon ratio. Observations from HEAO, Ulysses and ACE are also shown.


Räumliche Verteilung von Supernova-Überresten / Spatial Distribution of Supernova Remnants

In den Stoßwellen von Supernovaüberresten (SNRs) können Teilchen auf relativistische Energien beschleunigt werden. Daher werden SNRs, zusammen mit Pulsaren, als die Hauptquellen der galaktischen Kosmischen Strahlung (CRs) betrachtet. Obwohl die Verteilung der SNRs in der Milchstraße ein Schlüsselelement zur Modellierung der CRs darstellt, wurden bisher lediglich radioselektierte SNRs untersucht. Da aber in den flussbegrenzten Stichproben ältere und weiter entfernte SNRs systematisch verloren gehen, haben wir eine Untersuchung der SNR-Verteilung in nahen Galaxien begonnen. Wir haben dazu die radiale Flächendichte von Röntgen- und Radio-SNRs in der Großen Magellanschen Wolke (LMC) und M33 analysiert. Im Röntgen-, und auch im Radiobereich stimmen die Flächendichten der SNR-Verteilung sehr gut miteinander überein, und zeigen beide einen exponentiellen Abfall mit zunehmendem Abstand vom galaktischen Zentrum. Die Ergebnisse wurden darüber hinaus mit den SNR-Verteilungen in den Spiralgalaxien M31 und NGC6946 verglichen. Die radialen Skalenlängen der Verteilungen betragen ¼ - ½ des optischen Galaxienradius (0.5·D25), in sehr guter Übereinstimmung mit den für die Milchstraße, die LMC und M33 erhaltenen Werten (Abb. 2-40). Daraus ersieht man, dass die SNR-Verteilung in nahen Galaxien ähnlich der in der Milchstraße ist, und sowohl die im Radio- als auch im Röntgenbereich detektierten SNRs als repräsentativ für die CR-Quellenverteilung in einer Galaxie angesehen werden können. In the shock waves of supernova remnants (SNRs), particles can be accelerated to relativistic energies due to diffusive shock acceleration. Therefore, together with pulsars, SNRs are thought to be the primary sources of Galactic cosmic rays (CRs). Although the distribution of SNRs in the Milky Way is an important basis for modelling the distribution of the CRs and their Gamma-ray emission, only the distribution of radio selected SNRs in the Milky Way was studied in detail so far. Since in this flux limited sample, older and more distant remnants are missed systematically, we started a study of the SNR distribution in nearby galaxies in order to obtain important complementary information. We analysed the radial surface density of X-ray and radio SNRs in the Large Magellanic Cloud (LMC) and M33. Both in X-rays and in radio, the surface densities of the SNRs are in excellent agreement in both galaxies, showing an exponential decay in radius. The results were compared to the SNR distribution in the spiral galaxies M31 and NGC6946 as well. The radial scale length of the distribution is ¼ - ½ of the radius of the galaxies (0.5·D25), fully consistent with values derived for the Milky Way, the LMC, and M33 (Fig. 2-40). This shows that the SNR distribution in nearby galaxies is similar to that of the Milky Way, and that not only the radio SNRs, but also the X-ray detected SNRs are representative for the CR source distribution within a galaxy.


Abb. 2-40: Die Flächendichte der SNR-Verteilung als Funktion des auf den galaktischen Radius normierten galaktozentrischen Abstands (R: radioselektiert, X: röntgenselektiert) in halblogarithmischer Darstellung. Die Daten wurden mit einer Exponentialfunktion gefittet f(x)=C exp(x/R) und die besten Fitwerte für Normierungskonstante C und Skalenlänge R angegeben.

Fig. 2-40: The surface density of SNRs are plotted against the normalised radial distance to the galactic centres in logarithmic scale (R: radio selected, X: X-ray selected). An exponential function was fitted to the data f(x)=C exp(x/R), and the best fit values for normalisation C and scale length R are listed.

Evolutions-Effekte von Galaktischen Supernovae / Galactic-Supernovae Impacts on Earth

UV Strahlung vom Durchbruch des Explosionsschocks durch die Supernova-Hülle beeinflusst wahrscheinlich die Evolution von Leben auf Planeten, wenn eine kritische Grenze von ~600 erg cm-2 überschritten wird. Solche Ereignisse treten etwa alle 105 Jahre auf. Sie werden also die Mutationsraten beeinflussen, wobei Details von der Verteilung der Supernovae in der Galaxis und Absorption durch interstellaren Staub abhängen: die effektive Supernova-Bestrahlung ändert sich mit der Lage bezüglich der galaktischen Ebene. Unsere Simulationsrechnungen tragen diesem Effekt Rechnung, und nutzen plausible Modelle für Supernova- und Staubverteilungen. Allgemein wächst die Rate heller UV-Ereignisse mit der Höhe über der galaktischen Ebene bis zu einem Maximum bei etwa 300 pc, darüber dominiert der wachsende Abstand zu den Supernova-Ereignissen. Mit einer Oszillationshöhe von 100 pc ist der Effekt für die Sonne eher gering, für Planeten um Hochgeschwindigkeits-Sterne könnte die Dynamik allerdings eine Größenordnung betragen. Radiation from the UV shock break-out in core-collapse supernovae probably affect the evolution of life on planets above a critical UV fluence of
~600 erg cm-2. Rates of such irradiation events for the Earth are on the order of 1 per 105 y, hence will affect mutagenesis, details depend on distributions of supernovae and absorbing interstellar dust. The effective supernova exposure for the solar system changes, as the sun's height above the Galactic plane varies. Our Monte Carlo simulations for plausible supernova and dust distribution models take this effect into account. We show that in general the frequency of bright UV exposure events increases with height above the plane due to reduced dust absorption, reaching a maximum of twice the Galactic-plane position value at a height of about 300 pc; beyond this height the flux decrease with distance from the source dominates. The effect of oscillations about the Galactic plane therefore is small for the solar system, which can reach a height of about 100 pc, but would be up to one order of magnitude for planets around high-velocity stars.


Der extragalaktische Gammastrahlen-Hintergrund / Extragalactic Gamma Ray Background

Der extragalaktische Gammastrahlungs-Hintergrund (EGRB) ist von fundamentaler Bedeutung in der Hochenergie-Astrophysik. Seine Bestimmung hängt nicht nur von guten Messungen ab, sondern auch von einem zuverlässigen Modell der galaktischen Vordergrundsemission. Diese haben wir mit unserem umfangreichen Modell der Ausbreitung kosmischer Strahlung und Gammastrahlung neu errechnet. Wir erkannten, dass die Emission von inverse-Compton Streuung in den galaktischen Halo wahrscheinlich unterschätzt worden war im Standard-Resultat des EGRET Experiments auf dem Compton-Observatorium. Wir haben deswegen das EGRET-Spektrum neu abgeleitet, indem wir unser Modell mit EGRET-Daten an Regionen fern von der galaktischen Ebene gefittet haben, wo beobachtete und vorausgesagte Gamma-Intensität in gutem linearem Verhältnis stehen. Der resultierende EGRB (Abb. 2-41) ist 1.5-fach niedriger bei 1 GeV, das Spektrum zeigt eine signifikante positive Krümmung im Vergleich zum Standard-Resultat, und ist nicht mehr mit einem Potenz-Gesetz verträglich. Dieses Verhalten ist eigentlich erwartet, wenn der Hintergrund von Blazaren erzeugt wird, wie man allgemein glaubt. The extragalactic gamma-ray background (EGRB) is of fundamental importance in high-energy astrophysics. Its determination depends not only on good measurements but also on a reliable model of the Galactic foreground emission. We have used our extensive cosmic-ray propagation and gamma-ray model to obtain the best current representation of Galactic diffuse gamma rays, and this shows that the emission from inverse-Compton scattering of electrons in the Galactic halo was almost certainly underestimated in the standard derivation of the EGRB from the EGRET experiment on the Compton Observatory. We have therefore re-derived the EGRB spectrum by fitting our model to EGRET data in regions away from the Galactic plane, where there is a good linear relation between predicted and observed gamma-ray intensity. The resulting EGRB (Fig. 2-41, together with the previous standard spectrum and X-ray and gamma-ray data from other instruments) is about a factor 1.5 lower at 1 GeV, the spectrum exhibits significant positive curvature compared to the standard result, and is no longer compatible with a power-law. This is expected if the background originates in gamma-ray emission from blazars, as is generally believed.
Abb. 2-41: Der extragalaktische Röntgen- und Gammastrahlungs-Hintergrund. Daten-Kompilation inklusive der hier beschriebenen neuen Bestimmung und das Standard-Spektrum aus EGRET-Messungen.

Fig. 2-41: Extragalactic X- and gamma-ray background. Compilation of data including the new determination reported here and the standard spectrum of the EGRET experiment.


Streuprozesse an interstellarem Staub / Scattering of Radiation on Interstellar Dust

Spektroskopie heller Röntgenquellen (z.B. Röntgendoppelsterne) hinter genügend dichten Säulentiefen interstellaren Staubs gestatten die Bestimmung der chemischen Zusammensetzung des interstellaren Mediums. Insbesondere kann durch die hohe spektrale Auflösung von Gitterspektrometern die Absorption durch feste Partikel von der durch Gase unterschieden werden. Spectroscopy of X-ray sources behind sufficiently dense interstellar dust layers, like X-ray binaries on the Galactic plane, can provide useful information on the chemistry and the abundances of the medium. In particular, thanks to the high spectral resolution of the X-ray observatories gratings, it is possible to distinguish the absorption by solid particles from that by gaseous matter.
Absorption an Staubpartikeln führen zu zusätzlichen Signaturen im Spektrum ("XAF"="X-ray absorption features") infolge von Vielfachstreuung der elektromatischen Welle an benachbarten Atomen. Allerdings beobachten wir XAFs nicht überall, so dass gegenwärtig nicht klar ist, ob ihre Existenz von den physikalischen und chemischen Eigenschaften der zirkumstellaren Materie abhängt oder von der Staubverteilung entlang der Sichtlinie. Bisher konnten wir XAFs klar in 3 Spektren von Quellen nahe des Galaktischen Zentrums (GX 5-1, GX 340+00, GRS 1915+105) entdecken. Abb. 2-42 zeigt, als Beispiel, die signifikante (4sigma) Detektion von XAFs, welche der 6.74 Å Silizium Absorptionskante im Spektrum von GX 5-1 überlagert sind. Dust particles indeed imprint some extra absorption features ("XAF"="X-ray absorption features") due to multiple scattering of the electromagnetic wave with neighbouring atoms. Such features are not ubiquitous in this kind of sources and it is not clear at present whether this depends on particular physical-chemical conditions of the circumstellar environment, or finally on the distribution of the interstellar dust along the line of sight. So far we clearly detected them in 3 sources lying in the neighbourhood of the Galactic Centre (GX 5-1, GX 340+00, GRS 1915+105). As an example, in Fig. 2-42 the 4sigma significance detection of such features superimposed on the Silicon edge at 6.74 Å of GX 5-1 is shown.
Abb. 2-42: Silizium-Absorptionskante bei 6.74Å im Spektrum von GX 5-1, beobachtet mit dem Chandra-HETG (High Energy Transmission Grating). Unterhalb der Kante sind spektrale Strukturen ("XAFs") erkennbar, die auf Absorption in festen Partikeln hindeuten.

Fig. 2-42: Si absorption edge at 6.74 Å detected by Chandra High Energy Grating in GX 5-1. The spectrum shows clearly some features (XAFs) below the edge due to absorption by solid particles (ID).

Im Gegensatz zu Beobachtungen im sichtbaren und UV-Bereich erlauben die Röntgenmessungen, beide Komponenten der interstellaren Extinktion (Streuung und Absorption) getrennt zu messen, und dies auch über größere Distanzen. Unlike in the visual and UV region, in X-rays we can measure both components of interstellar extinction (scattering and absorption) separately and simultaneously, also over longer distances.
[Aschenbach, Becker, Breitschwerdt, Costantini, Diehl, Dogiel, Freyberg, Hartmann, Iyudin, Kretschmer, Mendes, Moskalenko, Predehl, Sasaki, Schaudel, Schönfelder, Strong, Zimmermann]


MPE Jahresbericht 2002 / MPE Annual Report 2002


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