MPE Jahresbericht 2002 / MPE Annual Report 2002

2.   Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

2.3   Galaxien und AGN / Galaxies and AGN


Normale, aktive und Starburst-Galaxien in unserer Nähe sind ideale Anschauungsobjekte zum Studium der Prozesse, die für die Galaxienentwicklung wichtig sind. Mit ihrer wissenschaftlichen Kompetenz und ihrer Fähigkeit, Instrumente zu entwickeln, die nahezu den gesamten Wellenlängenbereich überdecken - von den Gammastrahlen, den Röntgenstrahlen, dem nahen Infrarot bis hin zum Millimeterbereich - sind die Wissenschaftler am MPE in der einzigartigen Lage, diese Systeme über einen weiten Bereich von Größenskalen, morphologischen Typen und Aktivitätsgraden zu untersuchen. Im Jahr 2002 waren die Ergebnisse der extragalaktischen Forschung am MPE besonders faszinierend. Zwei der Ergebnisse wurden sogar durch die internationale Presse einem breiten Publikum bekannt (siehe das Titelbild dieser Ausgabe)! Wir wurden Zeuge eines spektakulären Ereignisses, als wir beobachteten, wie der Stern S2 in seinem Orbit um Sgr A* den nächsten Punkt seiner Bahn um das vermutete Schwarze Loch im Zentrum unserer Galaxie durchwanderte. Zu diesem Zeitpunkt bewegte er sich mit einer Geschwindigkeit von >5000 km s-1 und war nur 17 Lichtstunden vom Schwarzen Loch entfernt. Mit dem Röntgen-Observatorium Chandra haben wir zum ersten Mal ein System von zwei Schwarzen Löchern im Zentrum einer Galaxie beobachtet: Das leuchtkräftige Merger-System NGC 6240. In diesem Kapitel stellen wir diese und die vielen anderen Highlights der aufregenden extragalaktischen Forschung vor, die wir im Jahr 2002 am MPE durchgeführt haben.


Nearby normal, starburst, and active galaxies provide the perfect laboratories for detailed investigation of the processes important for galaxy evolution. With the scientific expertise and instrument development capability spanning nearly the entire spectrum of wavelengths - from gamma-rays, X-rays, and near-IR through millimetre - scientists at MPE are in the unique position of being able to study these systems over a wide range of size scales, morphological type, and activity. This was a particularly fascinating year for extragalactic research at MPE, with two of our results making the international press (see the cover picture of this report)! We were witness to a spectacular event when we observed the bright stellar source S2, star closest to the putative black hole in our Galactic Centre (Sgr A*), as it passed through the pericentre of its orbit around Sgr A*. At this point it was moving at a velocity >5000 km s-1, and was at a distance of only 17 light hours from the black hole. With the Chandra X-ray observatory we observed for the first time a binary black hole in one galaxy: the luminous merger system NGC 6240. In this chapter, we present these and the many other highlights from the exciting extragalactic research that we have undertaken in 2002 at MPE.

2.3.1   Das Galaktische Zentrum / The Galactic Center

Eine zentrale Standardhypothese der modernen Astronomie ist, dass super-massive schwarze Löcher von mehreren Millionen bis Milliarden Sonnenmassen in den Kernen beinahe aller Galaxien existieren. Im Zentrum unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, verbirgt sich eine rätselhafte Quelle von Radio- und Röntgenstrahlung, Sagittarius A* (Sgr A*), von der man seit langer Zeit glaubt, dass sie durch ein solches super-massives schwarzes Loch erzeugt wird. Radioastronomische Beobachtungen zeigen, dass sich Sgr A* exakt im Zentrum der Milchstraße befindet und relativ zu den Sternen in seiner Umgebung nicht bewegt. Dies bedeutet, dass Sgr A* eine Masse von wenigsten einigen tausend Sonnenmassen besitzt, welche in ein Volumen von weniger als 1 AE konzentriert ist. Dies macht Sgr A* zu einem vielversprechenden Kandidaten für ein super-massives schwarzes Loch. A key assumption of modern astronomy is the standard paradigm that super-massive black holes of several million to several billion solar masses reside in the nuclei of almost all galaxies. Our home galaxy, the Milky Way, harbours an enigmatic radio and X-ray source, Sagittarius A* (Sgr A*), which has for a long time been suspected to be the manifestation of such a super-massive black hole. Radio observations show that Sgr A* is located precisely at the centre of the Milky Way and that it does not move relative to surrounding stars. These imply that Sgr A* has a mass of at least several thousand solar masses, concentrated in a volume of less than 1 AU, making it a prime super-massive black hole candidate.
Die Beobachtung der Eigenbewegungen und radialen Geschwindigkeiten der Sterne im zentralen Parsek um Sgr A* ist ein exzellentes Mittel, um die Form des Gravitationspotentials und den Konzentrationsgrad der dunklen Materie zu bestimmen. Die Infrarotgruppe am MPE führt ein solches Experiment mit Hilfe von hochauflösenden Nahinfrarot-Techniken seit 1991 aus. Wir konnten zeigen, dass das Gravitationspotential im zentralen Parsek der Milchstraße von einer Punktmasse von 2-3x106 Msoldominiert wird. Die wahrscheinlichste Konfiguration dieser dunklen Masse ist ein super-massives schwarzes Loch. Um jedoch andere mögliche Erklärungen für die beobachtete Massenkonzentration auszuschließen, mussten wir das Gravitationspotential in noch kleinerem Abstand zu Sgr A* vermessen, als es bis vor einigen Jahren möglich war. Neue Messungen mit der von MPIA und MPE gebauten Nahinfrarot-Kamera CONICA und dem adaptiven Optik System NAOS am VLT der ESO haben in dieser Hinsicht zu einem großen Durchbruch geführt (Abb. 2-43). A means for deriving the shape of the gravitational potential and the amount of concentration of the dark mass is to observe the proper motions and radial velocities of the stars in the central parsec around Sgr A*. The infrared group at MPE has carried out such an experiment since 1991, using high-resolution near-infrared imaging techniques. We have shown that the gravitational potential in the central parsec of the Milky Way is dominated by a point mass of 2-3x106 Msol. The most likely configuration of this central mass concentration is a super-massive black hole. However, in order to exclude possible alternative explanations for this massive concentration of dark matter in the Galactic Centre (GC), such as e.g. a neutrino ball or a dense cluster of dark astrophysical objects, we needed to probe the gravitational potential at even smaller distances to the black hole candidate Sgr A* than was possible a few years ago. New measurements obtained with the MPIA-MPE adaptive optics assisted camera CONICA on the ESO VLT have led to a major breakthrough in this regard (Fig. 2-43).
Abb. 2-43: Farbbild des Galaktischen Zentrums. Die Beobachtungen für dieses Bild wurden im September 2002 während des Tests von NAOS/CONICA (NACO) am ESO VLT Teleskop 4 (Yepun) in El Paranal, Chile, durchgeführt. Mit diesen Beobachtungen wurden die bisher qualitativ hochwertigsten Infrarot-Daten zum Galaktischen Zentrum gewonnen. Rot entspricht einer Wellenlänge von 3.8 µm, grün, von 2.2 µm und blau von 1.7 µm.

Fig. 2-43: Composite colour image of the GC stellar cluster. The observations for this image were taken in September 2002 during Science Verification of NAOS/CONICA (NACO) at the ESO VLT telescope 4 (Yepun) on El Paranal, Chile. These observations have provided the highest quality data on the GC up to date. Red corresponds to a wavelength of 3.8 µm, green to 2.2 µm and blue to 1.7 µm.

Um die Bewegungen von Sternen so genau und so nahe an Sgr A* wie möglich zu vermessen, benötigen wir die exakten astrometrischen Positionen der Sterne relativ zu diesem Kandidaten für ein schwarzes Loch. Zur Kalibrierung der Astrometrie benutzen wir die Positionen von SiO Maser Sternen im zentralen Haufen, die mit Hilfe von hochpräzisen Radiobeobachtungen gewonnen werden. Die Positionen der Maser relativ zu Sgr A* sind mit einer Genauigkeit von etwa einer Millibogensekunde bekannt. Im Gegensatz zu Sgr A* können diese Maser Sterne auch auf Infrarotbildern identifiziert werden. To measure stellar motions as accurately and as close to the putative black hole as possible we have to obtain exact astrometric positioning of the stellar sources relative to Sgr A*.We obtain their positions via radio observations of SiO maser stars in the central stellar cluster. The maser positions relative to Sgr A* are known to milliarcsecond accuracy, and contrary to Sgr A*, they can also be observed in the near infrared.
Die Beobachtungen während der Testphase von NAOS/CONICA im Frühjahr dieses Jahres führten zu einem großen Durchbruch in dieser Hinsicht: Das Gesichtsfeld von NACO ist ungefähr zweimal größer als das vergleichbarer Instrumente. Aus diesem Grund konnten wir im Vergleich zu früheren Beobachtungen mehr Masersterne benutzen, um die Infrarotbilder in das radioastrometrische System zu transformieren. Dadurch konnten wir Sgr A* mit einer Genauigkeit von ±10 Millibogensekunden relativ zu den umgebenden Sternen positionieren. We made a major breakthrough in measuring the stellar orbits this spring during the commissioning of NAOS/CONICA. The field-of-view of NACO is about twice as large as we had with previous observations, so that we had more masers for placing the infrared images with high precision onto the absolute radio astrometry frame, and could therefore place Sgr A* relative to the surrounding stars with an uncertainty of only ±10 milliarcseconds.
Während weiterer Beobachtungen von Mai bis September 2002 wurden wir Zeugen eines spektakulären Ereignisses: Der helle Stern S2, der während dieser Zeit Sgr A* am nächsten war, durchlief das Perizentrum seiner Bahn um Sgr A*. S2 bewegte sich mit einer projizierten Geschwindigkeit von über 5000 km s-1. Zusammen mit den Daten unseres Experiments seit 1992 ermöglichten es uns die häufigen diesjährigen Beobachtungen, einen eindeutigen Keplerschen Orbit für diesen Stern zu bestimmen (Abb. 2-44). Der Orbit hat eine Periode von 15.2 Jahren und eine große Halbachse von 5.5 Lichttagen. Aus diesen Parametern bestimmten wir eine Masse von 3.7±1.5x106 Msol für das zentrale Objekt. Die geringe Distanz des Perizentrums von Sgr A* (nur 17 Lichtstunden) bedeutet, dass die beobachtete dunkle Masse in einem Volumen konzentriert sein muss, das lediglich dreimal so groß ist wie unser Sonnensystem. We then witnessed a spectacular event in further observations from May until September 2002: the bright stellar source S2, during that period the star closest to Sgr A*, passed through the pericentre of its orbit around Sgr A*. At this point, it was moving at a velocity >5000 km s-1. Combined with the ten years of proper motion data since 1992, the frequent observations of S2 this year enabled us to determine a unique Keplerian orbit for this star (Fig. 2-44). The orbit has a period of 15.2 years and a semi-major axis of 5.5 light days. From the orbital parameters we estimate that the mass of the central object is 3.7±1.5x106 Msol. The 17 light hour pericenter distance implies that the observed central dark mass has to be concentrated into a volume that corresponds to roughly three times the size of the Solar System.
Abb. 2-44: Zentraler Sternhaufen und Orbit von S2 um Sgr A*. Das linke Bild zeigt einen Ausschnitt von ~1x1" des Sternhaufens in der Umgebung von Sgr A*. Das rechte Bild zeigt den Orbit von S2 wie man ihn am Himmel projiziert beobachtet.

Fig. 2-44: Central cluster and orbit of S2 around Sgr A*. The left panel shows a ~1x1" field of the stellar cluster surrounding Sgr A*. The orbit of S2 as seen in the plane of the sky is shown in the right hand panel.

Diese neuen Ergebnisse schließen mehrere Erklärungen aus, die für die zentrale dunkle Masse im Galaktischen Zentrum angeführt wurden. Wir können einen entarteten Ball aus massiven (10-20 keV) Neutrinos ausschließen, da die beobachtete Massenkonzentration eine Neutrinomasse von über 50 keV verlangen würde. Wir können auch einen hochkonzentrierten Haufen dunkler astrophyikalischer Objekte, wie Neutronensterne oder schwarze Löcher, ausschließen. Denn solch eine Konfiguration würde innerhalb weniger hunderttausend Jahre durch Verdampfung oder Kollisionen und Kollaps zerstört werden. Die einzige verbleibende Erklärung für die dunkle Masse, welche nicht ein schwarzes Loch ist, ist das hochspekulative Modell eines Balls aus massiven, schwach wechselwirkenden Bosonen (ein "Bosonenstern"), welcher fast genauso kompakt wäre wie ein schwarzes Loch. In diesem Fall wäre es jedoch schwierig zu verstehen, wie die Bosonen einerseits so eine kompakte Konfiguration einnehmen konnten, aber es andererseits vermeiden, durch Akkretion von Gas und Staub im Galaktischen Zentrum zu einem schwarzen Loch zu kollabieren. These new results from S2 make it possible to rule out several remaining alternative explanations as to the nature of the dark mass in the Galactic Centre. We can exclude a degenerate ball of massive (10-20 keV) neutrinos, because the observed mass concentration would imply a neutrino mass of more than 50 keV. We also exclude a highly concentrated cluster of dark astrophysical objects, like neutron stars or stellar mass black holes, since such a configuration would be destroyed by collisional collapse or evaporation within at most a few hundred thousand years. The only remaining non-black-hole explanation for the dark mass is the highly speculative model of a ball of massive weakly interacting bosons (a "boson-star"), which would be almost as compact as a black hole. However, in this case it is hard to explain how the bosons condense to such a configuration in the first place, and then avoid collapsing to a black hole through accretion of gas and dust in the Galactic Centre.
Die Schlussfolgerung, dass ein super-massives schwarzes Loch im Zentrum unserer Milchstraße existiert, ist daher kaum zu vermeiden. Das Zentrum unserer Galaxie ist nun der bei weitem best belegte Fall für die Standardhypothese der Existenz schwarzer Löcher in Galaxienkernen. In Abb. 2-45 haben wir alle verfügbaren Beobachtungen zur dunklen Masse im Milchstraßenzentrum zusammengestellt. Bei einer angenommenen Distanz von 8 kpc zum Galaktischen Zentrum, ergibt sich ein bester Wert von 2.6±0.2x106 Msol. In den nächsten Jahren werden wir NACO benutzen, um die Wechselwirkungen des schwarzen Lochs mit seiner Umgebung detailliert zu untersuchen. Eines der wichtigsten Themen ist der Nachweis von Strahlung im nahen oder mittleren Infraroten, die aus dem Akkretionsfluss auf das schwarze Loch stammt. Andere wichtige Fragen beschäftigen sich mit dem zentralen Sternhaufen: Wie können wir die beobachteten Anisotropien in Teilen dieses Haufens verstehen? Wie wichtig sind Sternkollisionen für die Dynamik des Haufens, und beeinflussen diese die stellare Zusammensetzung? Was sind die Prozesse der Sternentstehung im Galaktischen Zentrum? We thus conclude that the case for the existence of a super-massive black hole at the centre of the Milky Way is now nearly irrefutable. The Galactic Centre is now by far the best evidence we have for proving the "black hole" paradigm. In Fig. 2-45 we have combined all available observations to determine a best-fit black hole mass of 2.6±0.2x106 Msol for an assumed distance of 8 kpc to the Galactic Centre. In the next few years, we will use NACO for a detailed study of the interactions of the central black hole with its environment. A prime issue is to identify radiation from the accretion flow in the near- to mid-infrared wavebands. Other important questions concern the surrounding stellar cluster: How can we interpret the observed anisotropy of parts of the stellar cluster? How important are stellar collisions for the dynamics of the central cusp and do they influence the stellar content? What are the processes of star formation in the Galactic Centre?
Abb. 2-45: Eingeschlossene Masse gegen die Distanz zu Sgr A*. Die eingeschlossene Masse ist gegen die Distanz zu Sgr A* aufgetragen. Die versedenen Datenpunkte sind Schätzungen der Masse wie sie aus versedenen Analysen der Gasdynamik, radialer Geschwindigkeiten von Sternen und projizierter Bewegungen von Sternen gewonnen wurden. Der innerste Punkt (schwarzer gefüllter Kreis mit Fehlerbalken) ist der Wert, der sich aus Keplers drittem Gesetz und dem Orbit von S2 ergibt. Die beste Erklärung für die Daten liefert die Kombination von einer Punktmasse von 2.6x106 Msol mit der Masse des sichtbaren Sternhaufens, wenn man für diesen eine zentrale Dichte von 3.9x106 Msol/pc3 annimmt. (Diese Abbildung wurde veröffentlicht in Nature 419, 694, 2002).

Fig. 2-45: Enclosed mass against distance from Sgr A*. The enclosed mass is plotted against the distance from Sgr A*. The different data points are estimates of the mass derived from various analyses of gas dynamics, stellar radial velocities and stellar proper motions. The innermost point (black filled circle with error bars) is the value that results from Kepler's third law using the parameters of the orbit of S2. The best fit to all the available data results from the combination of a 2.6x106 Msol point mass plus the visible stellar cluster with a central density of 3.9x106 Msol/pc3. (This Figure was published in Nature 419, 694, 2002.)

XMM-Newton beobachtete den Zentralbereich unserer Milchstraße im Februar 2002 für etwa 14 Stunden und im Oktober für weitere 4 Stunden. Zusammen stellt dies die bisher tiefste Röntgenbeobachtung des Galaktischen Zentrums bei Photonenenergien oberhalb von 6 keV dar (Abb. 2-46 und 2-47). Es zeigt sich, dass die Röntgenemission aus der Überlagerung untersedlichster Mechanismen zusammengesetzt ist: auf einer Skala, größer als das Bildfeld (23" Kantenlänge, dies entspricht etwa 50 pc bei einer angenommenen Entfernung von 8 kpc) dominiert eine sehr uniforme diffuse Strahlung, deren Ursprung aufgrund ihrer spektralen Eigenschaften kaum thermisch sein kann, wie früher einmal angenommen wurde. Diffuse Emission XMM-Newton observed the central region of our Milkyway for 14 hours in February 2002 and again for 4 hours in October 2002. Together these observations represent the deepest exposure of the Galactic Centre so far for photon energies above 6 keV (Fig. 2-46 and 2-47). We find that the X-ray image consists of different components. Rather uniform and diffuse emission dominates on scales larger than the field of view (its 23" diameter corresponds to about 50 pc at an assumed distance of 8 kpc). Due to its spectral properties, it is not likely to be of thermal origin, as assumed in the past. Rather, a low energy component of cosmic rays is likely responsible for this radiation. Another diffuse emission component is thermal (~0.9 keV)
Abb. 2-46: XMM-Newton Aufnahme des Galaktischen Zentrums. Rot kennzeichnet Röntgenphotonen mit Energien unterhalb von 1.5 keV, grün solche zwischen 1.5 und 4 keV, blaue oberhalb von 6 keV. Zusätzlich sind Bilder im Licht einzelner Spektrallinien überlagert, z.B. der 6.4 keV Linie von neutralem Eisen (türkis). Alle "roten" Objekte liegen im Vordergrund des Galaktischen Zentrums, die "blauen" im Hintergrund. Das ganze Gebiet ist in eine uniform diffuse Emission eingebettet (dunkelblau, 6.7 keV Eisenlinie).

Fig. 2-46: XMM-Newton image of the Galactic Centre. X-ray photons below 1.5 keV are red, between 1.5 and 4 keV are green, and above 6 keV are blue. In addition narrow band images within the light of individual spectral lines (e.g. 6.4 keV of neutral iron, magenta) are superimposed "red" objects lie in the foreground, "blue" objects are in the background. The hole region is embedded in a rather uniform diffuse emission (dark-blue, in the light of 6.7 keV helium-like iron).

thermischen Ursprungs (~0.9 keV) erstreckt sich vom Zentrum entlang der galaktischen Ebene in nordöstliche Richtung. Ihr Spektrum zeigt ausgeprägte Emissionslinien von Schwefel, Argon, Kalzium und Eisen. Auch senkrecht und symmetrisch zur Ebene sind zwei Gebiete zu erkennen, die aufgrund früherer Beobachtungen die Vermutung nahe legten, dass es sich bei ihnen um einen bipolaren Ausfluss handelt. Eingelagert sind einige Blasen deutlich heißeren Gases. Das hellste Objekt im Gesichtsfeld ist Sgr A Ost, vermutlich ein Supernova-Überrest. Sein Spektrum ist reich an schweren Elementen, vor allem Eisen und demonstriert so die Metall-Überhäufigkeit der Materie im Galaktischen Zentrum: Metalle sind etwa 3 mal häufiger als in der Sonnenumgebung. Eingebettet in Sgr A Ost and extends from the Centre along the galactic plane towards North-East. The spectrum shows prominent emission lines of sulphur, argon, calcium, and iron. Perpendicular and symmetrically to the galactic plane, there are two emission regions which supports earlier observations that there is a "bipolar outflow" from the Centre. Embedded are a few "blobs" with significantly higher temperature. Filaments of neutral iron Ka radiation are superimposed on the diffuse, thermal emission. As origin for this fluorescent radiation it has been discussed in the past that Sgr A* had been much brighter several hundred years ago (Lx~1039erg s-1 rather than at most 1032 erg s-1, as observed today). The radiation impinged on the dense molecular clouds in the neighbourhood, was absorbed, and re-radiated
Abb. 2-47: Lichtkurve von Sgr A*. Der Extraktionsradius um die Position von Sgr A* beträgt 10". Der Helligkeitsausbruch ist mit 2600 s Dauer nur ein Drittel so lang wie ein früherer, von Chandra entdeckter, und doppelt so hell: Im Maximum wird eine Helligkeit von 2×1035 erg s-1 erreicht, dies ist 100 mal mehr als die mit Chandra gemessene Ruheemission.

Fig. 2-47: Lightcurve of Sgr A*. The extraction radius around the position of Sgr A* is 10". The flare lasted about 2600 sec, a third of other flares previously detected with Chandra but twice as bright: The maximum brightness of 2×1035 erg s-1 corresponds to more than 100 times of the quiescent emission, as measured with Chandra.

ist Sgr A*, das super-massive Schwarze Loch im Galaktischen Zentrum. Mit XMM-Newton können wir keine Punktquelle an seiner Position auflösen, so wie dies vorher bereits Chandra gelungen ist. Allerdings konnten wir in der zweiten Beobachtung einen ungewöhnlichen Helligkeitsausbruch sehen. Bereits mit Chandra waren solche Ausbrüche entdeckt worden: sie dauerten ca. 3 Stunden und zeigten eine Leuchtkraft Lx~1035 erg s-1 auf. Der von uns entdeckte Flare ist lediglich eine Stunde lang, dafür aber im Maximum doppelt so hell. Diffuse Emission thermischen Ursprungs erstreckt sich vom Zentrum in nordöstliche Richtung. In Filamenten ist ihr die Fluoreszenz neutralen Eisens überlagert. Für deren Erzeugung wurde bisher die Möglichkeit diskutiert, dass Sgr A* vor einigen Jahrhunderten sehr viel heller gewesen sein muss (Lx~1039erg s-1 statt der maximal 1032erg s-1, die man heute beobachtet). Die Strahlung traf damals auf die dichten Molekülwolken in der Umgebung und regte die Fluoreszenzstrahlung an, die wir heute, wegen des verlängerten Lichtweges, verzögert sehen. Aufgrund der jetzigen XMM-Newton Beobachtung können wir dieses Szenario aber mit ziemlicher Sicherheit ausschließen: das Fluoreszenzspektrum entspricht eher dem einer klassischen Labor-Röntgenquelle, bei der energetische Teilchen auf ein Target auftreffen und dort Bremsstrahlung sowie charakteristische Linienstrahlung anregen. partly as iron-fluorescence. Due to the longer light-path, this radiation is delayed with respect to the direct light coming from Sgr A*. The current XMM-Newton observations rule out this scenario, because we do not observe the required iron absorption edge at 7.1 keV. As an alternative, the iron lines are generated by the same sort of cosmic ray particles that give rise to the diffuse, non-thermal emission mentioned above. The brightest object within the field of view is Sgr A East, a putative supernova remnant. Its spectrum is rich in heavier elements (mainly iron) and demonstrates the enhanced metallicity of the matter in the Galactic Centre: metals are about 3 times more abundant than in the vicinity of the sun. Sgr A*, the putative super-massive black hole in the Centre is embedded in Sgr A East and cannot be resolved by XMM-Newton. We did however, observe an unusually bright flare during the second observing run in October. Those flares had been observed with Chandra before: their duration was of the order of three hours, their peak luminosity was at Lx~1035 erg s-1. The flare we observed lasted less than one hour but had a peak luminosity twice greater than the brightest flare detected with Chandra.
[GENZEL, LEHNERT, OTT, PORQUET, PREDEHL, SCHÖDEL]


2.3.2   Nahe normale Galaxien / Nearby Normal Galaxies

Galaxien der Lokalen Gruppe / Local Group Galaxies

Die Magellanschen Wolken (MW) sind Zwerggalaxien mit geringerer Metallizität als die Milchstraße. Sie sind daher ideal geeignet, die Rolle der Metallizität bei der Galaxienentwicklung zu studieren. Wir haben 5 gut untersuchte HII-Komplexe in der Großen und Kleinen Magellanschen Wolke (GMW und KMW) mit dem SEST Imaging Bolometer Array (SIMBA) bei einer Wellenlänge von 1.2 mm beobachtet. Das Ergebnis für eine dieser komplexen HII-Regionen, N4 im nordwestlichen Teil der GMW, stellen wir hier vor. Das ionisierte Gas, nachgewiesen durch die H-alpha-Emission, setzt sich aus zwei getrennten Wolken zusammen. Die hellere, N4A, bezieht ihre Energie von zwei jungen und massereichen, eingebetteten Sternen, während die schwächere Wolke N4B (ca. 30" nördlich von N4A) wahrscheinlich von einer schwächeren Quelle in ihrem Zentrum gespeist wird. CO-Beobachtungen des Komplexes belegen, dass das molekulare Ausgangsmaterial als Wolke vor dem ionisierten Gas liegt. Wir konnten Kontinuumsemission bei 1.2 mm, zentriert auf N4A, nachweisen. In Kombination mit IRAS-Daten konnten wir daraus die spektrale Energieverteilung der Quelle im Infraroten ableiten (Abb. 2-48). Anhand des Strahlungsverlaufs der beiden in der Abbildung gezeigten grauen Schwarzkörper lässt sich erkennen, dass eine zweite Komponente aus sehr kaltem Staub benötigt wird, um die Messdaten zu erklären. Wenn man von klassischen Staubmodellen ausgeht, ergibt sich eine Masse des kalten Staubes von 4x106 Msol. Dies ist um 2 Größenordnungen größer als die dynamische Masse, die sich aus CO-Messungen abschätzen lässt. Wir haben daher mögliche andere Beiträge zur Kontinuumsemission bei 1.2 mm in Betracht gezogen, wie etwa Beiträge von CO oder Frei-Frei-Emission. Beide reichen jedoch nicht aus, um den Überschuss an beobachteter 1.2mm-Strahlung zu erklären. Andere mögliche Ursachen sind: (1) Die H2-Massen, die sich aus CO-Virialmassen ergeben, könnten erheblich unterschätzt sein. (2) Der Staub, der die Millimeterstrahlung dominiert, könnte eine wesentlich höhere Emissivität als derjenige in galaktischen Molekülwolken haben. (3) Es könnte einen signifikanten Beitrag von stochastisch erhitzen Staubkörnern und Molekülen bei 1.2 mm geben. The Magellanic Clouds (MCs) are dwarf galaxies with metallicities lower than those in the Milky Way, and as such they provide an ideal laboratory to investigate the effects of metallicity on galaxy evolution. We have observed 5 well-studied HII complexes in the Large and Small Magellanic Clouds (LMC and SMC) at 1.2 mm with the SEST Imaging Bolometer Array (SIMBA). Here we present the results for a complex HII region in the northwest part of LMC, N4. The ionised gas traced by the H-alpha emission is composed of two separate clouds. The brightest, N4A, is powered by two young and massive embedded stars, and the fainter N4B, (~30" north of N4A) is likely powered by a fainter situated in its centre. CO observations of the complex reveal that the parent molecular cloud lies in front of the ionised gas. We have detected 1.2 mm continuum emission centred on N4A. Combining this data with IRAS fluxes, we have constructed the IR SED of the source (Fig. 2-48). The grey black bodies shown in the figure clearly show that a second very cold dust component is necessary to fit FIR and 1.2 mm photometry. If a classical dust model is assumed, the resulting cold dust mass is 4x106 Msol, which is 2 orders of magnitude higher than the dynamical mass estimated from CO observations. We therefore estimated possible contributions to the observed 1.2 mm flux from sources other than dust emission, such as CO and free-free contributions. Both of these are insufficient to account for the observed 1.2 mm excess, however. Other possible explanations are: (1) The H2 mass estimates (based on CO virial masses) are severely underestimated. (2) The dust emission dominating the millimetre emission has a much higher emissivity than that in galactic molecular clouds. (3) There could be a significant contribution from stochastically heated dust grains and molecules at 1.2 mm.
Abb. 2-48: Spektrale Energieverteilung im IR- und Sub-mm-Bereich von N4 in der GMW. Zwei Grey-Body-Modelle sind gestrichelt dargestellt, die durchgezogene Linie markiert die Summe dieser Modelle. Diese Modellanpassung zeigt, dass - bei Annahme normaler Staubeigenschaften - eine sehr kalte Staubkomponente nötig ist, um die Sub-mm-Messung zu erklären.

Fig. 2-48: IR + sub-mm spectral energy distribution of N4 in the LMC in a 95" beam.  Dashed lines represent 2 grey body models and the solid line is the sum.  The fit shows that a very cold dust component is necessary to account for the sub-mm point (assuming a standard dust model).

Die detaillierte Untersuchung der Röntgenquellpopulation in den MW hat gezeigt, dass bei den massereichen Röntgendoppelsternen (HMXBs) der Milchstrasse oder GMW der Anteil mit einem Be Stern als Massespender 60-70% beträgt, in der KMW dagegen mehr als 90%. In XMM-Newton EPIC Beobachtungen haben wir 13 bekannte HMXBs und zwei neue Quellen mit hartem Spektrum entdeckt (XMMU J00
5735.7-721932 and XMMU J010030.2-722035), deren Position mit Emissionsliniensternen übereinstimmt und die wahrscheinlich auch Be Systeme sind. Für vier pulsierende HMXRBs konnten wir in den XMM-Newton Daten die Pulsationsperiode bestätigen und zwei weitere HMXB Kandidaten zeigen Pulsationen: XMMU J005605.2-722200 eine mit einer Periode von 140.1±0.2 s und RX J0057.8-7207 mit 152.34± 0.02 s (Abb. 2-49).
Detailed analyses of the X-ray source population in the MCs have shown, that in the Milky Way or LMC, the fraction of high mass X-ray binaries (HMXBs) with a Be star as mass donor star is 60-70%, whereas more than 90% of the HMXBs in the SMC are Be systems. In XMM-Newton EPIC observations, we detected 13 known HMXB sources, and discovered two new hard spectrum sources (XMMU J005735.7-721932 and XMMU J010030.2-722035) identified positionally with emission line stars. These sources are also probably Be systems. In addition to four known X-ray binary pulsars, for which we confirmed the pulse period in these XMM-Newton data, two other Be/X-ray binary candidates show pulsations: XMMU J005605.2-722200 with a pulse period of 140.1±0.2 s and RX J0057.8-7207 with 152.34±0.02 s (Fig. 2-49).
Abb. 2-49: Gefaltete Lichtkurve von RX J0057.8-7207 in den Energiebändern 0.3-2.0 und 2.0-10.0 keV. Zusätzlich werden Zählratenverhältnisse im hartem und weichen Band gezeigt.

Fig. 2-49: Folded light curves of RX J0057.8-7207 in the energy bands 0.3-2.0 and 2.0-10.0 keV. The hardness ratio is the ratio between the count rates in the harder and softer bands.

Die Röntgenspektren der schwachen Quellen können gut durch ein Potenzgesetz beschrieben werden. Für drei helle Quellen fanden wir jedoch einen klaren
Überschuss im Spektrum bei niedrigen Energien. Es gibt Andeutungen von Emissionslinien im Spektrum, die auf thermische Emission mit Temperaturen von 0.2-0.3 keV hinweisen.
Spectral analysis shows that for faint sources we obtained a good fit with a single power law spectrum. However, for three bright sources, we found that there is a low energy excess in the spectrum. The spectra indicate emission line features, suggesting that the emission is thermal. Modelling the soft component as thermal emission yields temperatures of 0.2-0.3 keV.
Eine tiefe XMM-Newton Beobachtung eines GMW Feldes nahe des nördlichen Randes der übergroßen Schale (SGS) LMC 4 überdeckte drei bekannte HMXBs. Der Be/Röntgendoppelstern EXO 053109-6609.2 erlaubte als hellste Quelle im Feld eine detaillierte Untersuchung des Röntgenspektrums und Pulsprofiles. Während der Pulse werden die im Röntgenlicht strahlenden Gebiete bedeckt und zeigen erhöhte Absorption vor und nach der Bedeckung. Für RX J0529.8-6556 konnten wir die Periode von 69.2 s bestätigen und für XMMU J053011.2-655122 fanden wir eine mögliche Periode von 272 s, die es als vierten HMXB im beobachteten Feld vorschlagen. Three known HMXBs were covered by a deep XMM-Newton observation of a field in the LMC near the northern rim of the super-giant shell (SGS) LMC 4. The Be/X-ray binary EXO 053109-6609.2 is the brightest source in the field, enabling a detailed analysis of its X-ray spectrum and pulse profile. During the pulse, EXO 053109-6609.2 shows eclipses of the X-ray emitting areas with increased photoelectric absorption before and after the eclipse. We confirmed the detection of X-ray pulsations with a period of 69.2 s in RX J0529.8-6556 and a tentative pulsation period of 272 s in XMMU J053011.2-655122, suggesting that it is a fourth HMXB system in the observed field.
Die KMW zeichnet sich durch ihre hohe Zahl an Be/Röntgendoppelsternen aus (sowohl in der Anzahl bezogen auf die Galaxiengröße wie auch verglichen zur Anzahl von HMXBs mit Überriesen oder Supernovaüberresten, SNRs). Dies deutet auf eine erhöhte Sternbildungsrate vor ca. 107 Jahren hin (so lange dauert die Entwicklung eines massereichen Doppelsterns von der Entstehung bis zum HMXB). Die niedrigere Zahl der von jungen massereichen Sternen abstammenden Überriesen-HMXBs und Typ II SNRs deutet darauf hin, dass inzwischen die Sternbildungsrate abgenommen hat. Das untersuchte XMM-Newton GMW Feld und seine nahe Umgebung in der SGS LMC 4 ähneln der KMW bezüglich der räumlichen Dichte der HMXBs. Jedoch spricht die relativ große Zahl junger SNRs und das Überriesen HMXB System RX J0532.5-6551 für eine gleichmäßigere Sternbildungsrate während der letzten 107 Jahren in diesem Teil der LMC 4 Region. The SMC is peculiar in its high number of Be/X-ray binaries (both in absolute terms given the size of the galaxy and relative to the number of supergiant HMXBs and SNRs), which may indicate an increased star formation rate about 107 years ago (the elapsed time between the formation of a massive binary and its evolution into a HMXB). The star formation rate must have declined since then as indicated by the lower number of descendants of young massive stars like supergiant HMXBs and type-II SNRs. With respect to the space density of HMXBs the observed XMM-Newton LMC field and its close neighbourhood in the northern area of the SGS LMC 4 are similar to that of the SMC. However, the existence of a relatively high number of younger SNRs and the super-giant HMXB system RX J0532.5-6551 is consistent with a more constant star formation rate over the last 107 years in this part of the LMC 4 region.
Abb. 2-50: Gemeinsames XMM-Newton 0.2-4.5 keV EPIC Bild der pn, MOS1 und MOS2 Daten von M33. Weiße Quadrate zeigen Quellen unseres ROSAT Katalogs. Die optische Ausdehnung von M33 wird durch die schwarze D25 Ellipse angedeutet, Extraktionsgebiete für Abb. 2-51 durch schwarze Rechtecke.

Fig. 2-50: XMM-Newton 0.2-4.5 keV EPIC image of M33 combining PN, MOS1 and MOS2 data. White squares indicate sources from our ROSAT catalogue. The optical extent of M33 is marked by the black D25 ellipse, extractions areas for Fig. 2-51 as black boxes.

Die in der Aufsicht gesehene Spiralgalaxie M33 ist die zweitgrößte Nachbargalaxie in der lokalen Gruppe und wegen ihrer scheinbaren Größe und Entfernung gut für Röntgenquellpopulationstudien mit XMM-Newton geeignet. Innerhalb des MPE garantierten Zeit Programms haben wir M33 in 15 Pointierungen beobachtet und mehr als 400 Punktquellen bis zu einer minimalen Leuchtkraft von 1035 erg s-1 (mehr als einen Faktor 10 unterhalb der Grenzleuchtkraft früherer ROSAT Beobachtungen) innerhalb der optischen Ausdehnung der Galaxie entdeckt (Abb. 2-50). Mit Hilfe von EPIC Spektren und Zählratenverhältnissen können wir zwischen versedenen Quelltypen wie SNRs, extrem weichen Quellen (SSSs), Röntgendoppelsternen (XRBs), Vordergrundsternen und aktiven galaktischen Kernen im Hintergrund unterscheiden. Die nahe dem Zentrum von M33 gelegene Quelle X8 ist die hellste ständig sichtbare Röntgenquelle in der Lokalen Gruppe und zeigt Röntgenspektrum und Zeitvariabilität, wie sie von einem HMXB mit einem schwarzen Loch erwartet werden. Wir konnten die 3.45 d Bahnlichtkurve des bedeckenden XRB X7 bestätigen, haben eine SSS in M33 im Ausbruch entdeckt und eindeutig diffuse Röntgenemission im 0.5-1.0 keV Band von der inneren Scheibe und den Spiralarmen nachgewiesen (Abb. 2-51). The face-on spiral galaxy M33 is the second largest neighbour of the Milky Way in the Local Group, and due to its apparent size and distance is well suited for X-ray source population studies with XMM-Newton. As part of the MPE guaranteed time program we observed M33 in fifteen pointings. We have homogeneously detected >400 point-like sources within the optical extent of the galaxy down to a luminosity of 1035 erg s-1 - more than a factor of 10 deeper than previous ROSAT observations (Fig. 2-50). We use EPIC spectra and hardness ratios to distinguish among different source types such as supernova remnants, super-soft sources (SSSs), X-ray binaries (XRBs), foreground stars and background active galactic nuclei. The source X8 close to the centre of M33 is the most luminous persistent X-ray source in the Local Group. The X-ray spectrum and time variability of X8 is reminiscent of a massive black hole X-ray binary HMXB. We confirmed the 3.45 day orbital light curve of the eclipsing X-ray binary X7, detected a transient super-soft source in M33, and clearly detect diffuse X-ray emission in the 0.5-1.0 keV band from the inner disk and spiral arms (Fig. 2-51).
Abb. 2-51: XMM-Newton EPIC pn Emissionsprofile integriert entlang der kleinen Achse von M33 (0.5-1.0 keV, durchgezogen; 1.0-2.0 keV, gepunktet; 2.0-4.5 keV, gestrichelt). Die Profile der härteren Bänder stimmen überein und werden von Punktquellen bestimmt. Das Profil im weichen Band zeigt Überschussstrahlung von heißem Gas in der inneren Scheibe.

Fig. 2-51: XMM-Newton EPIC PN emission profiles along the minor axes in the (0.5-1.0; solid line), (1.0-2.0; dotted line), (2.0-4.5; dashed line) keV band. The hard band profiles coincide and are determined by point sources. The soft band profile shows excess emission due to hot gas in the inner disk.


Kinematik und stellare Populationen von Frühtyp Zwerggalaxien /
Kinematics and Stellar Populations of Early-Type Dwarf Galaxies

Obwohl Zwerggalaxien bei weitem zahlreicher sind als normale Galaxien, ist unser Wissen über die Kinematik und die stellaren Populationen dieser Objekte immer noch sehr gering. Im Rahmen der hierarschen Galaxienentstehung spielen Zwerggalaxien eine wichtige Rolle, da sie die Saatkörner für die die Entstehung größerer Galaxien sein könnten. Es ist jedoch bisher nicht klar, ob Zwerggalaxien mit normalen Galaxien überhaupt in direktem Zusammenhang stehen, oder ob sie eine eigene Galaxienfamilie bilden. Die beobachtete Kontinuität bzgl. mittlerer Radien und Oberflächenhelligkeiten spricht gegen, die deutlichen Untersede ihrer zentralen Eigenschaften dagegen sprechen für die Existenz einer Dichotomie zwischen Zwerg- und normalen Galaxien. Sind die heutigen Zwergellipsen die fossilen Bausteine von größeren Galaxien? Wir versuchen diese Frage zu klären, indem wir Zwerggalaxien sowohl in Hinblick auf ihre Kinematik als auch auf die Eigenschaften ihrer stellaren Populationen, d.h. chemische Elementhäufigkeiten, analysieren. Although dwarf galaxies are by far more abundant than giant galaxies, our knowledge of the kinematics and stellar population properties of these objects is still very poor. In the framework of hierarcal clustering dwarf galaxies play an important role as they may be the seeds for the formation of larger galaxies. It is still not clear, however, whether dwarf elliptical galaxies are related to giant ellipticals or form a separate family. Continuity with respect to mean radii and surface brightnesses are arguments against, the vast differences in core properties, instead, support the existence of a dichotomy between dwarf and giant ellipticals. Are the present-day dwarf ellipticals the fossilled building blocks of giant ellipticals? We aim to address these questions via a detailed spectroscopic analysis of the internal kinematic structure and the stellar population properties, i.e. metallicities and element abundance ratios, of dwarf early-type galaxies.
Während zahlreicher Beobachtungen zwischen 1995 und 2001 haben wir mit dem TWIN Spektrographen des 3.5m Teleskops auf dem Calar Alto (Spanien) Spektren von 17 elliptischen Zwerggalaxien aufgenommen. Die Spektren decken den Wellenlängenbereich 4800 bis 5400 Å ab, mit einer spektralen Auflösung von ca. 30 km s-1. Die Geschwindigkeitsverteilung entlang der Sichtlinie wurde mit der sogenannten "Fourier-Correlation-Quotient" Methode anhand der Mg Triplet Linie bei 5175 Å bestimmt. Von den Lick Absorptionslinien Indizes H-beta, Mgb, Fe5270 und Fe5335 wurden mit Hilfe unserer stellaren Populationsmodelle mittleres Alter, Metallizitäten und Element-Verhältnisse bestimmt. In several observing runs (1995 to 2002) we used the TWIN spectrograph at the 3.5m telescope on Calar Alto Observatory (Spain) to take long-slit (along the major axis) spectra of 17 dwarf early-type galaxies in the Virgo cluster and in the field. Covering the wavelength range 4800 to 5400 Å, we obtained a spectral resolution s ~30 km s-1. We determined line-of-sight velocity distributions from the Mg triplet near 5175 Å with the Fourier-Correlation-Quotient method and carefully tested with Monte Carlo simulations. From the Lick absorption-line indices H-beta, Mgb, Fe5270, and Fe5335 we derive average ages, total metallicities Z/H, and a/Fe ratios based on our own stellar population models.
Keine der 14 elliptischen Zwerggalaxien weist signifikante Rotation auf. Damit bestätigen wir für dieses deutlich größere Datensample unser ursprüngliches Ergebnis, dass elliptische Zwerggalaxien anisotrop sind. Die 3 Zwerg S0 Galaxien zeigen dagegen klare Anzeichen von Rotation. Ihre Abflachung ist jedoch so stark, dass diese Galaxien neben der Rotation dennoch auch eine leicht anisotrope Geschwindigkeitsverteilung haben müssen. Mit dem Fehlen von Rotation unterscheiden sich die elliptischen Zwerggalaxien klar von den normalen leuchtschwachen Galaxien. Zwerggalaxien und normale Galaxien gehören offensichtlich unterschiedlichen Familien an. None of our 14 sample dwarf ellipticals shows significant rotation. We therefore confirm for a significantly larger sample our result of 10 years ago that dwarf elliptical galaxies are anisotropic. The 3 dwarf lenticulars, instead, show clear signs of rotation. Note that, still, the latter are not fully flattened by rotation, as the anisotropy parameter (v/sigma)* ~ 0.7. The absence of significant rotation sets the clear distinction from "normal" low-luminosity ellipticals. Dwarf and giant elliptical galaxies apparently belong to form separate families.
Abb. 2-52: Geschwindigkeitsdispersion, Metallizität und Elementverhältnis alpha/Fe als Funktion von blauer absoluter Helligkeit. Die roten Quadrate sind die Zwerggalaxien dieser Arbeit. Grüne Quadrate sind die Zwerggalaxien von Gorgas et al. (1997), offene Kreise die Zwerggalaxien der Lokalen Gruppe aus der Zusammenstellung von Mateo (1998). Normale Galaxien (gefüllte Kreise) sind von Mehlert et al. (2003) und Beuing et al. (2002).

Fig. 2-52: Velocity dispersion, total metallicity and element abundance ratio alpha/Fe as functions of absolute blue luminosity. Filled squares are the dwarf early-type galaxies of this work. Open squares are dwarf galaxies from Gorgas et al. (1997). Open circles are Local Group dwarf spheroidals from the compilation of Mateo (1998). Giant ellipticals (filled circles) are from Mehlert et al. (2003) and Beuing et al. (2002).

In Abb. 2-52 sind Geschwindigkeitsdispersion, Metallizität und das alpha/Fe Element-Verhältnis gegen absolute blaue Leuchtkraft aufgetragen. Unsere Daten, die den Bereich -14>MB>-19 abdecken, füllen die Lücke zwischen den Zwerggalaxien der Lokalen Gruppe und normalen elliptischen Galaxien. Es stellt sich heraus, dass elliptische Galaxien einer überraschend gut definierten linearen Korrelation zwischen Leuchtkraft und Metallizität über 14 Größenordnungen hinweg folgen. Dieses Ergebnis lässt darauf schließen, dass der Anteil von interstellarer Materie, die in Sterne umgewandelt wird, stetig mit der Masse des Objektes und der Tiefe seines Potentialwalls zunimmt. Je kleiner eine Galaxie, desto größer ist der Anteil an interstellarer Materie, den sie in galaktischen Winden verliert. In Fig. 2-52 we plot velocity dispersion, total metallicity and alpha/Fe abundance ratio as functions of absolute blue luminosity. Our data covering -14>MB>-19 nicely fill the gap between the Local Group dwarf spheroidals and giant elliptical galaxies. We find that ellipticals follow a surprisingly well-defined linear correlation between absolute magnitude and metallicity over 14 orders of magnitude. This result suggests that the gas fraction turned into stars, i.e. the efficiency of star formation, which determines the metallicity, steadily increases with increasing mass and potential well of the object. Hence, the smaller the galaxy, the larger the gas fraction it loses through a galactic wind.
Der genaue Prozess der chemischen Anreicherung, insbesondere die Aufteilung zwischen Typ II und Typ Ia Supernova (die wiederum das alpha/Fe Verhältnis bestimmt), hingegen, scheint sehr untersedlich in Zwerg- und normalen Galaxien zu sein. Das Sample von Zwerggalaxien weist eine deutlich größere Streuung in alpha/Fe auf. Der Median liegt bei [alpha/Fe]=0, ein Wert der weit unter dem typischen a/Fe von normalen Galaxien liegt. Diese relativ niedrigen alpha/Fe Verhältnisse stimmen mit den Elementhäufigkeiten von Einzelsternen in Zwerggalaxien der Lokalen Gruppe gut überein. Mit unserem verhältnismäßig großem Datensample, das insbesondere auch schwächere Objekte mit einschließt, bekräftigen wir die frühere Feststellung, dass eine Dichotomie zwischen Zwerg- und normalen Galaxien auch bzgl. der stellaren Populationen existiert. Die heutigen elliptischen Zwerggalaxien können demnach nicht die fossilen Bausteine von normalen Galaxien sein.


The detailed chemical enrichment process, in particular the partition between Type II and Type Ia supernovae constrained by the alpha/Fe ratio, instead, seems to be very different in dwarf and giant ellipticals. The dwarf galaxy sample exhibits a large scatter in alpha/Fe, with a median value of [alpha/Fe]=0, which is well below the typical alpha/Fe of giant elliptical galaxies. These relatively low average alpha/Fe ratios found here are consistent with the abundance determinations of individual stars in Local Group dwarf spheroidals. With our larger sample comprising also fainter objects, we reinforce previous conclusions that a stellar population dichotomy exists between dwarf and giant elliptical galaxies. Present-day dwarf elliptical galaxies are therefore not the fossil building blocks of giant ellipticals.

Alter und Metallizität von elliptischen Galaxien / Ages and Metallicities of Elliptical Galaxies

Abb. 2-53: Die CaT Absorptionslinie als Funktion von Metallizität und Alter. Schwarze Linien: Populationssynthese-Modelle mit kanonischer Anfangsmassenfunktion (Salpeter). Grüne Linien: Hauptreihen dominierte Modelle. Rote Linien: Zusammengesetzte Modelle mit 90% metallreichen, und 10% metallarmen Sternpopulationen. Blaue Punkte: 31 Galaxien unseres Sample für die Alter und Metallizität aus den optischen Absorptionsindizes abgeleitet wurden. Die senkrechten Linien zeigen den Abstand der Beobachtungsdaten zum zusammengesetzten Modell. Die delta geben die mittlere Abweichung zwischen gemessenen und vom Modell vorhergesagten CaT Werten.

Fig. 2-53: The CaT line as a function of metallicity and age. Black lines: Stellar population models with canonical initial mass function a la Salpeter. Green lines: dwarf-dominated stellar population models. Red lines: Composite stellar population models containing 90% old, metal-rich stars and 10% old metal-poor stars. Blue dots: the 31 galaxies of our sample with ages and metallicities as determined with optical indices, the vertical bars showing the distance to the composite models. The labels delta give the mean differences between measured and predicted values for the three models.

Aus dem Alter elliptischer Galaxien lassen sich wichtige Informationen über Galaxienentstehung im allgemeinen ableiten. Allerdings ist die Bestimmung des absoluten Alters stellarer Populationen erschwert durch die Entartung von Alter und Metallizität, da nämlich Alter und Metallizität ein Galaxienspektrum gleichermaßen beeinflussen. Die Calcium Triplet Linie (CaT) bei 8600 Å sen eine Möglichkeit darzustellen, diese Entartung aufzuheben, da sie fast vollständig altersunabhängig ist. Bisher waren allerdings nur wenige CaT Daten von elliptischen Galaxien in der Literatur zu finden. Wir haben diese Lücke geschlossen, indem wir die CaT Linie von 94 elliptischen Galaxien gemessen haben. Ein wichtiges Resultat ist, dass die CaT Linienstärke, im Gegensatz zu der Mg Linie, nicht mit der Geschwindigkeitsdispersion, d.h. mit der Masse der Galaxie, korreliert. Außerdem sind die absoluten Werte der CaT Linien relativ niedrig. Der Vergleich mit Populationssynthesemodellen zeigt, dass niedrigere Metallizitäten abgeleitet werden als von den optischen Absorptionsindizes (Abb. 2-53). Da die CaT Absorption in Hauptreihensternen sehr schwach ist, ist eine von der Hauptreihe dominierte Massenanfangsfunktion eine mögliche Erklärung unserer Beobachtungsdaten. Dies würde allerdings Masse-zu-Leuchtkraft Verhältnisse zur Folge haben, die deutlich über den aus dynamischen Beobachtungen abgeleiteten Werten liegen. Eine attraktivere Erklärungsmöglichkeit stellen daher unsere Populationssynthese-Modelle dar, die einen kleinen Anteil einer metallarmen Sternpopulation mit einer dominierenden metallreichen verbinden. Da der CaT Index mit der Metallizität korreliert, können wir mit der Annahme der Existenz einer metallarmen Subpopulation in elliptischen Galaxien sowohl die geringen CaT Werte als auch die Linienindizes im optischen Wellenlängenbereich reproduzieren. The ages of elliptical galaxies strongly constrain their formation mechanism. However, the determination of the absolute ages of stellar populations is complicated by the well-known age-metallicity degeneracy, i.e. that both age and metallicity act in the same way on the integrated spectra. The Calcium Triplet (CaT) line at 8600 Å was considered promising to break the age-metallicity degeneracy, because its strength is strongly dependent on metallicity, while being almost independent of age. However, just a handful of data were available in the literature. We have filled this gap by obtaining a sample of nearby ellipticals complete to a blue magnitude of 12. Together with our collaborators at the Universitäts-Sternwarte, we have analysed the data with up-to-date stellar population models. Our data show the following striking features: (1) The CaT does not correlate with the galaxy velocity dispersion, i.e. with galaxy mass, contrary to what is found for the Magnesium lines. (2) The absolute values of CaT are low. When compared with stellar population models (Fig. 2-53) we derive sub-solar average metallicities, in disagreement with the values obtained with optical indices. Since the CaT is very weak in dwarf stars, a possible explanation of our findings is a dwarf-dominated initial mass function. However, the required exponent (4 below 0.6 Msol in the notation in which the standard Salpeter exponent is 2.35) would predict FeH bands (9900 Å) and mass-to-light ratios much higher than observed. Our recent Composite Stellar Population models provide a more plausible explanation. These models couple a small fraction (up to 10% by mass) of old and metal-poor stars with a dominant old and metal-rich population. Since the CaT decreases with decreasing metallicity, a small number of metal poor stars can explain the low CaT values measured in ellipticals, and simultaneously the optical part of the spectra.


Röntgenstrahlung von Galaxien des Coma Haufens / X-ray Emission from Coma Cluster Galaxies

Abb. 2-54: Röntgen-(Lx) aufgetragen gegen optische Leuchtkraft mal Geschwindigkeitsverteilung im Quadrat (LBsigma2, ein Maß für die kinetische Energie des stellaren Masseverlusts) für die im Röntgenbereich entdeckten Coma Haufen Galaxien. Offene Symbole stehen für Quellen, die auch mit FIRST (Radio) Quellen identifiziert wurden, der graue Kreis zeigt mögliche AGN Aktivität. Die gestrichelte Linie zeigt die Anpassung der entsprechenden Beziehung für lokale elliptische Galaxien.

Fig. 2-54: X-ray luminosity (Lx) versus optical luminosity times stellar velocity dispersion (LBsigma2, indicator of the kinematical energy of the stellar mass loss) for X-ray detected Coma cluster galaxies. Open symbols denote the sources also identified as the FIRST (radio) sources, the grey circle possible AGN activity. Dashed line is a fit to similar relation for local ellipticals.

Die XMM-Newton Durchmusterung des Coma Galaxienhaufens überdeckt mit einem Mosaik von 16 Pointierungen mit einer brauchbaren Beobachtungszeit von 400 ks eine Fläche von 2 Quadratgrad. Die statistischen Eigenschaften der Punktquellen im XMM-Newton Coma Feld setzen sich zusammen aus Röntgenstrahlenden Coma Galaxien und AGN im Hintergrund mit typischem LogN-LogS. Die Strahlung der Coma-Galaxien stammt von heißem Gas in Galaxien frühen und späten Typs, von AGN Aktivität, sowie von Stern-bildenden und einigen Zwerg-Galaxien. Die Coma Galaxien haben eine Leuchtkraft im 0.5-2 keV band von 1039-1041 erg s-1 und entsprechen nach Korrektur für das Lagrangsche Volumen in ihrer Verteilung und räumlichen Dichte lokalen Galaxien. Ein ausführlicher Vergleich der Röntgeneigenschaften elliptischer Galaxien (Abb. 2-54) zeigt jedoch ein untersedliches Verhalten und deutet an, dass sowohl Verdichtung von Gas durch das umgebende Haufen Gas wie auch reduzierte Akkretion von Gas von Satelliten-Galaxien eine Rolle spielen. Diese beiden neuen Effekte führen zu einem breiteren Verständnis des Einflusses der Haufenumgebung, wobei bisher nur Verlust von Galaxien Gas durch Staudruck und Galaxienzusammenstöße in Betracht gezogen wurden.

The XMM-Newton survey of the Coma cluster of galaxies covered an area of two square degrees by a mosaic of 16 pointings with a total useful time of 400 ks Statistical properties of point sources in the XMM Coma field are represented as X-ray emission from galaxies in Coma plus background AGN of typical LogN-LogS, the former is owing to the thermal emission of the gas in both early and late type galaxies, AGN activity, star-forming galaxies and a number of dwarf galaxies. The luminosities of Coma galaxies lie in the 1039-1041 erg  s-1 inter val for the 0.5-2 keV band and are similar in their distribution and space density, once corrected for the Lagrangian volume of the cluster. A detailed comparison of the X-ray properties for elliptical galaxies (Fig. 2-54), however, shows quite a different relation, indicating the importance of both the gas compression imposed by the ambient cluster gas and the lack of gas accreted from the satellite galaxies. These two new effects extend our understanding of the action of cluster environment, where so far only ram pressure stripping and galaxy collisions have been considered.

[BENDER, BRIEL, CONTURSI, DENNERL, FINOGUENOV, HABERL, MARASTON, MISANOVIC, PIETSCH, SASAKI, THOMAS]


2.3.3    Starburst Galaxien / Starburst Galaxies

XMM-Newton Beobachtungen der Starburst-Galaxie NGC 3079 /
XMM-Newton Observations of the Starburst Galaxy NGC 3079

Abb. 2-55: Echtfarben XMM-Newton EPIC-pn Bild (0.2-1.0 keV, rot; 1.0-2.0 keV, grün; 2.0-4.5 keV, blau) der Galaxie NGC 3079. Das harte Band zeigt hauptsächlich Röntgenpunktquellen und den Kern. Die weiße Ellipse entspricht der optischen D25 Ausdehnung der Galaxie (2 arcmin = 10 kpc).

Fig. 2-55: Colour coded image of NGC 3079, observed with XMM EPIC-pn, in the energy bands 0.2-1.0 keV (red), 1.0-2.0 keV (green) and 2.0-4.5 keV (blue). In the hard band, mainly point sources and the nucleus show up. The white ellipse corresponds to the optical D25 extension of the galaxy (2 arcmin = 10 kpc).

Wir haben mit XMM-Newton die nahe (d=17 kpc), von der Seite gesehene (i~85°) Spiralgalaxie NGC 3079 beobachtet, die als SBc LINER Galaxie mit ausgeprägter Aktivität im Kern klassifiziert ist. Sie eignet sich besonders zur Untersuchung der diffusen Strahlung in der Scheibe und dem umgebenden Galaxienhalo, da die Vordergrundabsorption niedrig ist (NH<1020 cm-2). Wir wollten die Starburst-AGN Verbindung untersuchen, indem wir nach ausgedehnter Röntgenstrahlung außerhalb des Kerns suchten, sowie ihre spektralen Eigenschaften. Wir fanden einen riesigen weichen (0.2-1.0 keV) Röntgenhalo (Abb. 2-55), der sich 17.5 kpc senkrecht zur Galaxienscheibe ausdehnt. Das Röntgenbild und das Spektrum zeigen deutlich, dass der galaktische Starburst den Ausfluss von thermischem Gas antreibt, da es starke Hinweise auf stoßangeregte Sauerstoff und Eisen L Linien gibt (Abb. 2-56). Dass die Strahlung des Halo nur bei Energien unterhalb 1 keV deutlich zu sehen ist, gibt ein weiteres Argument für die Verbindung von Halo und Sternbildungsgebieten in der darunter liegenden Scheibe. Die Morphologie des Halo zeigt Ausläufer außerhalb des Kerns, die die Verbindung zu Starburst weiter stützen. Wir haben die Hypothese eines thermisch getriebenen Superwindes mit unseren Hydrocode Programmen getestet, die die Strahlungskühlung und Röntgenstrahlung selbstkonsistent mit der Dynamik im vollen Nichtgleichgewicht (NEI) behandeln. Dabei verfolgen wir die zeitabhängige Ionisationsstruktur des Ausflusses und nehmen nicht, wie üblich, Stoßionisationsgleichgewicht an. Wir haben das synthetische Halospektrum mit dem Detektoransprechvermögen gefaltet zum Anpassen des gemessenen Spektrums benutzt. Das Ergebnis zeigt (Abb. 2-56), dass der Halo tatsächlich eine Mehrtemperaturstruktur besitzt, und passt zu einem NEI Ausfluss, in dem Supernova geheiztes und untergemischtes interstellares Gas mit Temperaturen von 3.6x106 K und Dichten von 5x10-3 cm3 bei einer Anfangsgeschwindigkeit von ~220 km s-1 in den niedrigen Halo eingebracht wird. We have observed the nearby (d=17 kpc) edge-on (i~85°) spiral galaxy NGC 3079 with XMM-Newton. The galaxy is classified as an SBc LINER galaxy with distinct nuclear activity. The object is an ideal target for analysing the diffuse X-ray emission in the disk and the surrounding galactic halo, since galactic foreground absorption is low (NH<1020 cm-2). Our aim was to investigate the starburst-AGN connection, by searng for any widespread extra-nuclear X-ray emission, and to determine its spectral characteristics. We detected a huge soft (0.2-1.0 keV) X-ray halo (Fig. 2-55) extending 17.5 kpc perpendicular to the galaxy disk. The X-ray image and spectrum clearly show that the galactic starburst drives a thermal outflow; since there are strong indications for collisionally excited oxygen and iron L line complexes (Fig. 2-56). A further argument for a halo connected to star forming regions in the underlying disk is the softness of the halo, which disappears in the higher energy band (1.0-2.0 keV). The morphology of the halo also shows extranuclear spurs supporting the starburst connection. We have tested the hypothesis of a thermally driven super-wind by modelling the outflow with our galactic wind hydrocode, in which the radiative cooling and X-ray emission is treated self-consistently with the dynamics in full non-equilibrium (NEI). In essence, we follow the time-dependent ionisation structure of the outflow instead of making the usual assumption of collisional ionisation equilibrium. We have folded the synthetic halo spectrum through the instrumental response and used it to fit the observed spectrum. The result shows (Fig. 2-56) that the halo indeed exhibits a multi-temperature structure, fully consistent with an NEI outflow, in which supernova heated and mixed-in interstellar gas is injected into the base of the halo at temperatures of 3.6x106 K and densities of 5x10-3 cm3 at an initial velocity of ~220 km s-1.
Abb. 2-56: Weiches Röntgenhalospektrum von NGC 3079 beobachtet mit XMM-Newton EPIC-pn mit noch nie dagewesener Auflösung zwischen 0.2-2 keV; die durchgezogene Linie zeigt die Anpassung mit einem selbstkonsistenten Nichtgleichgewichtstrahlungsmodell für den Ausfluss.

Fig. 2-56: The soft X-ray halo spectrum of NGC 3079 observed with XMM-Newton EPIC-pn at unprecedented X-ray resolution between 0.2-2 keV with a self-consistent non-equilibrium emission outflow model (solid line).


Spektroskopie von Starburst-Galaxien im mittleren Infrarot / 
A Mid-IR Spectroscopic Survey of Starburst Galaxies

Abb. 2-57: Die Beziehung zwischen Metallhäufigkeit [Ne/H] und Anregungsverhältnis [NeIII]15.5/[NeII]12.8 für Starburst-Galaxien. Die Galaxien sind als Quadrate (grün) gezeichnet, solche mit Wolf-Rayet-Beiträgen in den Spektren als Quadrate in einer Raute. Vergleichbare Daten für galaktische (rote Dreiecke und blaue Kreise) und nahe extragalaktische (gelbe Sterne) HII-Regionen sind ebenfalls dargestellt. Für gegebene Metallhäufigkeit sind Starbursts niedriger angeregt als HII-Regionen. Die Metallhäufigkeit der Starbursts nimmt ab mit zunehmender Anregung.

Fig. 2-57: The relation between abundance [Ne/H]) and the excitation ratio [NeIII]15.5/[NeII]12.8 for starburst galaxies. The galaxies are plotted as squares (green) and those with Wolf-Rayet features in their spectra are plotted with a square enclosed by a diamond. We also plot similar data for galactic (red triangles and blue circles) and local extragalactic (yellow stars) HII regions. For a given abundance, the starburst galaxies have lower excitations than the HII regions. Starbursts show a decrease in abundance with increasing excitation.

Wir haben die Spektren von 11 Starburst-Galaxien im mittleren Infrarot untersucht, unter anderem mit dem Ziel, ein Referenzsystem für die Infrarotspektren dieser Galaxien zu erstellen. Dazu haben wir eine große Zahl an Emissionslinien im Bereich zwischen 2.38 und 25µm mit ISO-SWS beobachtet, inklusive einiger selten beobachteter Feinstrukturlinien und Wasserstoff-Rekombinationslinien. Diesen Datensatz haben wir benutzt, um die Anregungszustände und Elementhäufigkeiten von gasförmigem Neon, Argon und Schwefel in Starburst-Galaxien zu untersuchen. Die abgeleiteten Neon-Häufigkeiten variieren um etwa eine Größenordnung, bis hin zur dreifachen solaren Häufigkeit. Die gemessenen Anregungsverhältnisse von Neon und Argon korrelieren sehr gut miteinander und stehen im umgekehrten Verhältnis zu den Elementhäufigkeiten. Objekte mit sichtbaren Wolf-Rayet-Beiträgen zeigen hohe Anregungsverhältnisse und niedrige Metallhäufigkeiten, wohingegen Objekte ohne solche Beiträge niedrige Anregung und hohe Häufigkeiten besitzen (Abb. 2-57). Für eine gegebene Metallhäufigkeit sind die Starbursts von niedrigerer Anregung als galaktische HII-Regionen, was wahrscheinlich auf alternde Sternpopulationen zurückzuführen ist. Im Vergleich zu Neon und Argon zeigt Schwefel eine relative Unterhäufigkeit um etwa einen Faktor drei. Aufgrund unserer Untersuchungen vermuten wir eine Bindung des Schwefels an Staubteilchen als wahrscheinliche Ursache dieses Defizits. Diese Schwäche der infraroten Schwefellinien hat Auswirkungen auf zukünftige Infrarot-Missionen wie SIRTF und Herschel, da Schwefellinien vermutlich weniger gut geeignet sind zum Nachweis von Sternentstehung, als Photoionisations-Modelle von Nebeln vermuten lassen. We have analysed mid-infrared emission lines in 11 starburst galaxies, with the aim of providing a general reference for mid-infrared spectra of these systems. We observed a significant number of emission lines between 2.38 and 25µm with the ISO SWS. We used this data set, which includes a large number of not commonly observed fine structure and hydrogen recombination lines, to investigate excitation and to derive gas phase abundances of neon, argon and sulphur of the starburst galaxies. The derived Ne abundances span approximately an order of magnitude, up to values of ~3 times solar abundance. The excitation ratios measured from the Ne and Ar lines correlate well with each other (positively) and with abundances (negatively). We find that objects with visible Wolf-Rayet features have high excitation ratios and low metal abundances, while those without show low excitation and high abundances (Fig. 2-57). For a given abundance, the starbursts are of relatively lower excitation than a comparison sample of galactic HII regions, probably due to aging stellar populations. By considering the abundance ratios of S with Ne and Ar we found that, in our higher metallicity systems, S is relatively underabundant by a factor of ~3. We investigated the origin of this deficit and favour depletion of S onto dust grains as a likely explanation. This weakness of the mid-infrared fine structure lines of sulphur has ramifications for future infrared missions such as SIRTF and Herschel since it indicates that sulphur lines are less favourable tracers of star formation than is suggested by nebular models.
[BREITSCHWERDT, GENZEL, LUTZ, PIETSCH, STURM, VACCA, VERMA, VOGLER]


2.3.4   Die Entwicklung der leuchtkräftigen verschmelzenden Galaxien /
Evolution of Luminous Mergers

Entdeckung eines Paares Schwarzer Löcher im Zentrum der Galaxie NGC 6240 /
Discovery of a Binary Black Hole in NGC 6240 with the Chandra X-ray Observatory

Abb. 2-58: Röntgen-Farbenbild der Galaxie NGC 6240, aufgenommen mit dem Röntgen-Observatorium Chandra. Die Farbe kodiert die Energie der Röntgenstrahlen: rot steht für niedrige Energien (0.5-1.5 keV), grün für mittlere Energien (1.5-5 keV), und blau für hohe Energien (5-8 keV). Blau markiert auch die Position der beiden super-massereichen Schwarzen Löcher.

Fig. 2-58: X-ray colour image of the galaxy NGC 6240, obtained with the Chandra X-ray observatory. Colour codes X-ray energy (red: 0.5-1.5 keV, green: 1.5-5 keV, blue: 5-8 keV). The two black holes are located at the two regions colour-coded in blue.

Mit Hilfe des Röntgenobservatoriums Chandra wurde erstmals ein Paar super-massereicher aktiver Schwarzer Löcher im Zentrum der selben Galaxie gefunden. Bei der Galaxie handelt es sich um die ultra-leuchtkräftige Infrarot-Galaxie NGC 6240 (Abb. 2-58) Die beiden Schwarzen Löcher werden in einigen hundert Millionen Jahren miteinander verschmelzen und dabei ein noch größeres Schwarzes Loch bilden, ein Ereignis das von einem gigantischen Ausbruch an Gravitationswellen begleitet wird. Observations with the Chandra X-ray Observatory have shown for the first time, a pair of super-massive black holes in the centre of the same galaxy; the ultraluminous infrared galaxy NGC 6240 (Fig. 2-58). These two black holes will merge several hundred million years from now, to create an even larger black hole resulting in an event that will unleash intense radiation and gravitational waves.
Die Entdeckung wurde möglich durch die Fähigkeit der Detektoren an Bord von Chandra, ein scharfes Bild der zwei Kerne im Zentrum der Galaxie aufzunehmen und gleichzeitig detaillierte Röntgen-Spektroskopie durchzuführen. Die Röntgenstrahlung aus der Richtung der beiden Schwarzen Löcher ist leuchtkräftig, hoch-energetisch, und die Spektren beider Kerne zeigen charakteristische Fluoreszenzstrahlung von Eisenatomen, wie sie bisher nur in Aktiven Galaxien beobachtet wurde (Abb. 2-59 und 2-60). The discovery was made possible by Chandra's ability to clearly distinguish the two nuclei, and measure the details of the X-ray emission from each nucleus. X-ray spectroscopy reveals features that are characteristic of super-massive black holes: an excess of high energy photons from gas swirling around a black hole, and X-rays from fluorescing iron atoms in gas near the black hole (Fig. 2-59 and 2-60).
Abb. 2-59: Auf diesem Bild wurde die hochenergetische Röntgenstrahlung (blau), die von dem Paar Schwarzer Löcher im Kern der Galaxie NGC 6240 ausgeht, mit einer Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops (gelb) überlagert.

Fig. 2-59: Overlay of the high-energy X-ray emission (blue) which originates from the immediate vicinity of the binary black hole onto an Hubble Space Telescope image of the centre of NGC 6240 (yellow).

Abb. 2-60: Neben der im Kernbereich konzentrierten hochenergetischen Röntgenstrahlung zeigt NGC 6240 auch ausgedehnte Regionen niederenergetischer Röntgenstrahlung, die in der Abbildung rot dargestellt und mit einer Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops (gelb und blau) überlagert ist: Diese Strahlung stammt nicht von den beiden Schwarzen Löchern, sondern ist das "Nachglühen" früherer Sternexplosionen im Zentrum der Galaxie. Es handelt sich um "Superwinde", die entstehen, wenn Supernovae ihre Hüllen in den Raum schleudern. Treffen diese Sternenwinde auf das umgebende ISM, heizt sich das Gas so stark auf, dass es im Röntgenlicht leuchtet.

Fig. 2-60: Besides the high energy X-ray emission concentrated in the nuclear region, there is also extended low energy X-ray emission (red), which is shown here as an overlay on a HST image (yellow and blue). This low energy X-ray emission is not connected to the two central black holes, but is the afterglow of starbursts that occurred long ago in the centre of NGC 6240. In the past, there was a burst of supernova explosions in the central region, which ejected their outer shells into interstellar space. Once these stellar winds hit the ISM, they heat up and glow in X-rays.

Die in einer Entfernung von etwa 400 Millionen Lichtjahren befindliche Galaxie NGC 6240 ist ein Musterbeispiel für die Kollision zweier Galaxien, die gerade miteinander verschmelzen. Das Zentrum dieser Galaxie versteckt sich hinter großen Mengen staubiger Gaswolken und kann deshalb mit optischen Teleskopen nicht beobachtet werden. Röntgenstrahlen dagegen können den Schleier von Gas und Staub durchdringen. At a distance of about 400 million light years, NGC 6240 is a prime example of a massive galaxy being built from a recent collision and subsequent merger of two smaller galaxies. Because of the large amount of dust and gas in such galaxies, it is difficult to peer deep into their central regions with optical telescopes. However, X-rays emanating from the galactic core can penetrate the veil of gas and dust.
Die Entdeckung eines Paares Schwarzer Löcher bestätigt theoretische Modelle, nach denen Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien durch das Verschmelzen mit anderen Schwarzen Löchern wachsen können. Dies ist wichtig für unser Verständnis der Galaxien-Entstehung und -Entwicklung, und des Wachstums Schwarzer Löcher. The detection of a binary black hole supports the idea that black holes can grow to enormous masses in the centres of galaxies by merging with other black holes. This is important for understanding how galaxies form and evolve.
Die beiden Schwarzen Löcher in NGC 6240 sind derzeit noch etwa 3000 Lichtjahre voneinander entfernt. Im Laufe etlicher hundert Millionen Jahre werden sie immer näher aufeinander zu spiralen und schließlich zu einem noch größeren Loch verschmelzen. Gegen Ende dieses Prozesses wird ein enormer Ausbruch an Gravitations-Wellen erzeugt. Diese breiten sich durch das gesamte Universum aus und "kräuseln" dabei die Raum-Zeit. Die Verschmelzung zweier super-massereicher Schwarze Löcher wie in NGC 6240 erzeugt die stärksten messbaren Gravitationswellensignale im Universum. Die Entdeckung eines Paares Schwarzer Löcher in der nahen Galaxie NGC 6240 zeigt, dass weit mehr ähnliche Fälle im Universum in größeren Entfernungen existieren sollten. Der gemeinsam von ESA und NASA geplante Weltraum-Detektor LISA (Laser Interferometer Space Antenna) wird nach derartigen Ereignissen suchen, die mehrere Male pro Jahr im gesamten Universum stattfinden sollen.


Over the course of the next few hundred million years, the two black holes in NGC 6240, which are about 3000 light years apart, will drift toward one another and merge to form an even larger super-massive black hole. Towards the end of this process an enormous burst of gravitational waves will be produced. These gravitational waves will spread through the universe and produce ripples in the fabric of space, which appear as minute changes in the distance between any two points. The merging of two super-massive black holes like those in NGC 6240 will create the most powerful gravitational waves in the universe. LISA (Laser Interferometer Space Antenna), the space-based detector planned by NASA and ESA, will search for gravitational waves from massive black hole mergers. These events are estimated to occur several times each year in the observable universe.

Werden aus Ultraleuchtkräftigen Infrarot-Galaxien optisch helle QSOs? /
Do Ultraluminous Infrared Galaxies Evolve into Optically Bright QSOs?

Das Verschmelzen von Galaxien (merging) spielt eine große Rolle für die Galaxienentwicklung. Hierarsche CDM-Modelle der Galaxienentstehung und -entwicklung zeigen, dass Galaxienverschmelzung zur Bildung elliptischer Galaxien führt, große Starbursts auslöst und für die Bildung superschwerer schwarzer Löcher und Quasare verantwortlich ist. Um die Physik des Verschmelzungsprozesses und seine Verbindung zur Epoche der Bildung elliptischer Galaxien und QSOs bei hoher Rotverschiebung zu beurteilen, müssen wir zuerst die Details der Galaxienverschmelzungen und ihre Verbindung zu Starbursts und AGNs im lokalen Universum verstehen. Die heftigsten lokalen Galaxienverschmelzungen finden in ultraleuchtkräftigen Infrarotgalaxien (ULIRGs) statt, welche wahrscheinlich den leuchtkräftigen Mergern bei hoher Rotverschiebung sehr ähnlich sind. ULIRGs befinden sich in einem fortgeschrittenen Stadium der Verschmelzung von gasreichen Scheibengalaxien. Sie gehören zu den leuchtkräftigsten Objekten im lokalen Universum, mit ähnlicher Leuchtkraft (L>1012Lsol, hauptsächlich im fernen Infrarot abgestrahlt) und räumlicher Dichte wie Quasare. In einer von Kormendy, Sanders und Mitarbeitern ausgearbeiteten Grundvorstellung entwickeln sich diese Systeme durch dissipativen Kollaps zu elliptischen Galaxien. Während dieses Prozesses durchlaufen die Merger zunächst eine Phase leuchtkräftiger Starbursts, gefolgt von einer Phase eines hinter Staub verborgenen AGNs, bevor sie sich in QSOs entwickeln, die auch im sichtbaren Wellenlängenbereich sehr hell sind. Galaxy merging is a key driving force of galaxy evolution. In hierarcal CDM models of galaxy formation and evolution, merging leads to the formation of elliptical galaxies, triggers major starbursts, and accounts for the formation of super-massive black holes and quasars. In order to assess quantitatively the physics of the merger process and its link to the epoch of elliptical and QSO formation at high redshift we must first understand the details of galaxy merging and its relationship to starbursts and AGN in the local universe. The most violent local mergers and the probably analogues to luminous high redshift mergers are the ultraluminous infrared galaxies (ULIRGs). ULIRGs are advanced mergers of gas-rich, disk galaxies. They are amongst the most luminous objects in the local universe with both their luminosities (L>1012 Lsol emerging mainly in the far-IR) and space densities similar to those of quasars. The basic scenario of ULIRG evolution outlined by Kormendy, Sanders and their collaborators is that these systems evolve into elliptical galaxies through merger induced dissipative collapse. During the process, these mergers first go through a luminous starburst phase, followed by a dust-enshrouded AGN phase, and finally evolve into optically bright QSOs.
In diesem Jahr haben wir die Analyse der Keck-und VLT-Daten fortgesetzt, die wir in unserem laufenden Nahinfrarot-Programm zur spektroskopischen Untersuchung der stellaren Dynamik von ULIRGs in späten Stadien der Verschmelzung gewinnen. Wir haben die von uns untersuchten 19 ULIRGs verglichen mit QSOs ähnlicher Rotverschiebung aus einer Studie von Dunlop und Mitarbeitern, die repräsentativ ist für andere optisch selektierte QSOs und Radiogalaxien niedriger Rotverschiebung. Die bolometrischen und entröteten Nahinfrarot-Leuchtkräfte der ULIRGs sind praktisch identisch mit denen der QSOs und Radio-Galaxien. Dennoch liegen ULIRGs und QSOs/Radio-Galaxien in untersedlichen Teilen der sogenannten Fundamentalebene (fundamental plane) heißer Sternsysteme. QSOs und Radio-Galaxien finden sich nahe den elliptischen Riesengalaxien, mit typischen effektiven Radien von >= 10 kpc. Im Gegensatz dazu haben ULIRGs effektive Radien von einigen kpc oder weniger und wesentlich höhere Flächenhelligkeiten. Möglicherweise kann ein Teil dieser Untersede dadurch erklärt werden, dass ULIRGs kompakte, helle Sternentstehungsgebiete rings um den Kern besitzen, die das Nah-Infrarotlicht gegenwärtig dominieren, die aber in einigen Milliarden Jahren abklingen werden. Der große Untersed zwischen den (großen) Geschwindigkeitsdispersionen elliptischer Riesengalaxien bzw. Radiogalaxien und den (geringeren) Geschwindigkeitsdispersionen der ULIRGs sollte allerdings bestehen bleiben, da Geschwindigkeitsdispersionen von solchen Entwicklungseffekten viel weniger berührt sein sollten. Wir schließen daher, dass die Wirtsgalaxien von ULIRGs und QSOs/Radio-Galaxien der gegenwärtigen Epoche untersedlichen Populationen entstammen. ULIRGs existieren in jungen Wirtsgalaxien mit ~1m* und großen Werten von LIR/m. Optisch helle QSOs und Radio-Galaxien dagegen finden sich typischerweise in alten Wirtsgalaxien von ~10m* und kleinem LIR/m, genau wie elliptische Riesengalaxien. Aus den Massen und Geschwindigkeitsdispersionen in gegenwärtigen lokalen Galaxien frühen Typs und in Bulges sowie ihrem Verhältnis zur Masse ihrer schwarzen Löcher können wir ableiten, dass ULIRGs wahrscheinlich schwarze Löcher mit Massen von typischerweise <= 10Msol enthalten, was eher den Seyfert-Galaxien entspricht als den QSOs. Falls ULIRGs wie AGNs ihre Energie aus Akkretionsprozessen um schwarze Löcher beziehen, müssen sie mit etwa 50% der Eddington-Rate strahlen, um ihre Ferninfrarot-Leuchtkräfte zu erzielen, was wesentlich höher ist, als bei QSOs vergleichbarer Leuchtkraft. This year we have continued the analysis of data from our ongoing near-IR Keck and VLT spectroscopic program of the stellar dynamics in a sample of late-stage merger ULIRGs. We have compared our sample of 19 ULIRGs with a sample of QSOs located at similar redshift studied by Dunlop and collaborators. The bolometric and dereddened near-IR luminosities of our ULIRG sample are basically identical to those of the sample of QSOs and radio galaxies studied by Dunlop et al., which are representative of other low-z optically selected QSO/radio galaxy samples. Yet, ULIRGs and QSOs/radio galaxies are located in different parts of the fundamental plane of hot stellar systems. QSOs and radio galaxies are found near the locus of giant ellipticals, with typical effective radii of >= 10 kpc. In contrast, ULIRGs have effective radii of a few kpc or less, and much higher surface brightnesses. It is possible that some of the size and surface brightness differences between ULIRGs and optically selected QSOs/radio galaxies arise because ULIRGs contain compact, bright, circum-nuclear star forming regions that dominate the near-IR light at present but will fade away in a few Gyr. However, the large difference between the (large) velocity dispersions of giant ellipticals and radio galaxies, and the (modest) velocity dispersions of the ULIRGs should remain, since velocity dispersions should be much less affected by such evolutionary effects. We thus conclude that the hosts of present epoch ULIRGs and of QSOs/radio galaxies are likely drawn from different populations. ULIRGs live in young, large LIR/m, ~1m* hosts, while optically bright QSOs and radio galaxies on average live in old, small LIR/m, ~10m* hosts, like giant ellipticals. From the host masses/velocity dispersions and the black hole mass to host mass/velocity dispersion ratios in local early type galaxies and bulges, we deduce that ULIRGs probably contain black holes of typical masses <= 108 Msol, more akin to those in Seyfert galaxies than to those in QSOs. To attain their QSO-like far-IR luminosities ULIRGs (if powered by black hole accretion, such as those with energetically dominant AGN) must radiate at ~50% of the Eddington rate, significantly more efficiently than QSOs of comparable luminosities.
Die adaptive Optik (AO) der Keck- und VLT-Teleskope erlaubt es uns, Spektroskopie mit einer räumlichen Auflösung von 0.1" oder besser zu betreiben. Diese einzigartige Möglichkeit ausnutzend, haben wir damit begonnen, die dynamischen Verhältnisse in den entscheidenden innersten paar hundert parsecs von Mrk231 zu untersuchen (Abb. 2-61). Neben dem Nachweis der Linien molekularen Wasserstoffs konzentrieren wir uns auf die stellaren Absorptionsbanden, da die stellare Kinematik nur vom Gravitationspotential beeinflusst wird, aber nicht von Schocks und Outflows. Unsere AO-Beobachtungen von Mrk231 kommen dem QSO aufregend nahe. Mit den Rotationsgeschwindigkeiten des molekularen Gases auf Skalen bis hinunter zu etwa 100 pc haben wir vielleicht zum ersten mal die (keplersche) Signatur einer zentralen, kompakten Masse nachgewiesen, in einem QSO von 160 Mpc Entfernung. Die Modellierung dieser Emission als von oben gesehene rotierende Scheibe (i=20o, wie CO mm-Interferometrie von ~1" Auflösung vermuten lässt) setzt eine Obergrenze für die eingeschlossene Masse von 2.5x108Msol innerhalb R=
100 pc (Abb. 2-61). Dies ist erstaunlich gering im Verhältnis zur Leuchtkraft von Mrk231 und deutet daher auf eine hohe Strahlungs-Effizienz hin. Zur Bestätigung dieses Resultats werden wir Beobachtungen der stellaren Kinematik und Verteilung durchführen, die weniger von Annahmen über die Inklination abhängen, und zusätzlich Erkenntnisse über die Masse der Sterne rings um den Kern berücksichtigen. Mit solchen Daten werden wir zum ersten mal das schwarze Loch eines QSOs durch stellare Dynamik nachweisen können. Falls die oben genannte Masse zum großen Teil vom schwarzen Loch herrührt, sollte dieses etwa 100 bis 140 km s-1 beitragen zur stellaren Geschwindigkeitsdispersion in den innersten ~0.1", abhängig davon, in welcher Entfernung vom Kern wir genau messen können.
Adaptive optics (AO) on the Keck and VLT telescopes allows us to perform spectroscopy at a spatial resolution of 0.1" or better. Using this unique opportunity, we have begun to probe the dynamics of Mrk231 in the crucial innermost few hundred parsecs (Fig. 2-61). As well as tracing the molecular hydrogen line, our efforts are focussed on the stellar absorption features since the stellar kinematics is influenced only by the gravitational potential and remains unperturbed by shocks and outflows. Our AO observations of Mrk231 reach tantalizingly close to the QSO. We may have detected for the first time the (Keplerian) signature of a central compact mass from rotation velocities of molecular gas down to R~100 pc a QSO as distant as 160 Mpc. Modelling this emission as a nearly face-on, rotating disk (i= 20o, as suggested by ~1" CO mm interferometry) we set a limit to the enclosed mass of 2.5x108 Msolwithin R=100 pc (Fig. 2-61), implying a surprisingly low black hole mass for Mrk231's luminosity, and hence, a large radiation efficiency. To confirm this result, we will obtain observations of the stellar kinematics/distribution, which are less sensitive to inclination assumptions and add information on the circum-nuclear stellar mass. Such data will allow us to trace, for the first time, a QSO black hole through stellar dynamics. If the above mass is due largely to the black hole, it then should contribute 100 to 140 km s-1 to the central stellar velocity dispersion in the innermost ~0.1", depending on exactly how close we will be able to sample from the nucleus.
[BAKER, BURWITZ, DAVIES, GENZEL, HASINGER, ISERLOHE, KOMOSSA, LUTZ, PREDEHL, RIGOPOULOU, TACCONI, TECZA]


Abb. 2-61: Links: Positions-Geschwindigkeits-Diagramm der H2 S(1)-Emission in Mrk231 (P.W. -25° E of N), abgeleitet aus den Beobachtungen mit NIRC2/AO am Keck-Teleskop. Rechts: Geschwindigkeits-Zentroide der H2-Emission (gefüllte Kreise und 1s-Fehler) zusammen mit einem Modell der Emissions-Intensität (Konturen und Farb-Skala) einer von oben gesehenen kepler-artigen Scheibe (Inklination 20°, wie CO mm-Emission mit einer Skala von >1" anzeigt) um ein superschweres Schwarzes Loch mit einer Masse von 2.5x108Msol. Das Modell berücksichtigt die Effekte der Inklination und der endlichen räumlichen und spektralen Auflösung. Die beobachteten Geschwindigkeits-Zentroide stimmen gut mit den Vorhersagen des Kepler-Modells überein. Die Beobachtungen zeigen vielleicht zum ersten Mal kinematische Indizien für ein zentrales schwarzes Loch in einem QSO von 160 Mpc Entfernung!

Fig. 2-61: Left: position-velocity diagram of H2 S(1) emission in Mrk231 (p.a. -25° E of N), as observed with NIRC2/AO on Keck. Right:Derived velocity centroids of H2 emission (filled circles and 1s errors) superposed on a model of the emission intensity (contours and colour-scale) of a face-on Keplerian disk (inclination 20°, as indicated by >1" scale CO mm emission) around a super-massive black hole of 2.5x108 M. The model takes into account the effects of inclination and finite spatial/spectral resolution. The observed velocity centroids match well the predictions of the Keplerian model. These observations may, for the first time, show direct kinematic evidence for a central black hole in a QSO as distant as 160 Mpc!


2.3.5   Physikalische Prozesse in lokalen AGN /
Physical Processes in Local AGN

Diagnostische Diagramme für AGN mit ISO / AGN Diagnostic Diagrams from ISO

Spektren im mittleren Infrarotbereich enthalten eine Vielzahl an Linien von Atomen, Ionen und Molekülen, sowie Signaturen von versedenen Festkörpern und kosmischem Staub. Diese Spektren sind daher hervorragend geeignet, infrarothelle Galaxien zu untersuchen, wie etwa Galaxien mit aktivem galaktischem Nukleus (AGN). Das Weltraumteleskop ISO (Infrared Space Observatory) hat uns diesen honteressanten Spektralbereich zugänglich gemacht. So konnten wir die Spektren von etwa 30 AGN untersuchen, die mit ISOs Spektrographen SWS aufgenommen worden sind. Dies ermöglichte es uns, die Zustände in den Kernen (wie etwa die Elektronendichte oder die spektrale Energieverteilung der inneren Ionisationquelle) zu bestimmen und diese auf ihre Verträglichkeit mit den vereinheitlichten Modellen für AGNs zu vergleichen. Mid-Infrared spectra contain a large number of atomic, ionic and molecular lines along with various solid-state and dust features. They are therefore an excellent tool to study the nature and properties of infrared bright galaxies, such as galaxies with active galactic nuclei (AGN). The Infrared Space Observatory ISO has provided access to this wealth of information. We have studied mid-infrared spectra of a sample of about 30 AGN, obtained with the SWS instrument onboard ISO. This analysis allowed us, for example, to determine the physical properties of the nuclei (like the electron densities, or the spectral energy distribution of the central ionising source), and to test their consistency with AGN unification models.
Abb. 2-62: Beispiel eines diagnostischen Diagramms zur Unterscheidung von AGNs und Starburst-Galaxien im mittleren Infrarot. Hier: Das Linienverhältnis [O IV]25.9 mm/[Ne II]12.8mm. Rauten: Seyfert-1. Sterne: Seyfert-2, Pluszeichen: NLXGs. Als typischer Starburst-Vertreter ist M82 gezeigt (Dreieck). Die rechte y-Achse stellt ein einfaches Modell des AGN-Beitrages zur Gesamtleuchtkraft dar (siehe Text).

Fig. 2-62: A mid-infrared diagnostic diagram to distinguish between an AGN and starburst power source in dusty galaxies. Here we show the ratio [OIV] 25.9 µm/[NeII]12.8µm. Diamonds: Seyfert-1. Stars: Seyfert-2, Plus signs: NLXGs. The starburst prototype M82 is shown as a triangle. The right y-axis shows a simple linear "mixing" model of AGN contribution to the bolometric luminosity.

Insbesondere konnten wir Diagramme herleiten, basierend auf den Verhältnissen von Linien im mittleren Infrarot, mit deren Hilfe gemischte Quellen (bestehend sowohl aus einem AGN und einem Starburst) als solche erkannt werden können, und mit denen man unterscheiden kann zwischen einer Anregung durch einen aktiven Kern beziehungsweise durch kernnahe Sternentstehungsgebiete. Abb. 2-62 zeigt ein Beispiel eines solchen Diagramms, unter Verwendung des Verhältnisses von [Ne II] und [O IV]. In vergleichbaren ISO-SWS-Spektren von Starburst-Galaxien (in der Abbildung vertreten durch M82) erreicht dieses Linienverhältnis Werte von höchstens einigen wenigen Vielfachen von 0.01. In den AGN dagegen fällt es nicht unter die 0.1-Marke (1.0 für reine AGN). Außerdem konnten wir nachweisen, dass die Leuchtkraft der [Ne II]-Linie relativ zur Ferninfrarot-Leuchtkraft in AGN und Starburst-Galaxien sehr ähnlich ist. Aufgrund dieser Tatsache kann man das Linienverhältnis der [Ne II]-Linie zu anderen Infrarot-Linien dazu benutzen, die Beiträge von AGN und Starburst zur Gesamthelligkeit der jeweiligen Galaxie zu quantifizieren. Die rechte y-Achse von Abb. 2-62 veranschaulicht dies anhand eines Beispiels, das auf einer einfachen linearen Interpolation zwischen den Durchschnittswerten (Median) des [O IV]/[Ne II]-Verhältnisses in den puren AGN und Starburst-Galaxien unserer Studie beruht. Solche Modelle sind sehr wertvoll, um den Beitrag von AGN zur Leuchtkraft staubiger, gemischter Galaxien zu bestimmen. In particular, we were able to derive mid-IR (MIR) line ratio diagrams, which can be used to identify composite (starburst + AGN) sources and to distinguish between emission excited by active nuclei and emission from (circum-nuclear) star forming regions. An example of such a diagram is shown in Fig. 2-62, using the [O IV]/[Ne II] ratio. In a comparable sample of ISO-SWS spectra of starburst galaxies, this ratio reaches values of a few times 0.01 at most (as exemplified by M82), whereas in the AGN of our sample it does not drop below 0.1 (1.0 for pure AGN). Furthermore, we found that the [Ne II]-to-Far-Infrared ratio is very similar in AGN and starbursts. This can be used to construct models for the AGN/starburst contribution to the bolometric luminosity of the host galaxy from the ratios of MIR lines to [Ne II]. On the right hand y-axis of Fig. 2-62, we show such a simple linear mixing model, using the median ratio of [O IV]/[Ne II] for the pure AGN in our sample and the pure starbursts of the comparison sample. These models provide a valuable means of quantifying the AGN contribution to the luminosity of dusty, composite objects.
Da die neuen Werkzeuge zur quantitativen Spektralanalyse Linien im mittleren Infrarot verwenden, sind sie viel weniger von Extinktion betroffen, als ihre Vorbilder bei optischen Wellenlängen. Sie sind Wegbereiter für zukünftige Infrarot-Missionen, wie etwa SIRTF, SOFIA, ASTRO-F oder Herschel. In tiefen Himmelsdurchmusterungen werden diese neuen Missionen infrarothelle Galaxien über einen weiten Bereich von Rotverschiebungen und Leuchtkräften beobachten. Unsere neuen Werkzeuge werden dabei entscheidend mithelfen, die Eigenschaften weit entfernter, staubverhüllter Galaxien zu bestimmen, die Quellen der extragalaktischen Hintergrundstrahlung zu identifizieren, oder die Ursache der Aktivität in Galaxienkernen aufzuspüren.


These important new MIR emission line diagnostics are much less affected by extinction than their optical counterparts. They pave the way for the deep surveys that will be carried out by future infrared missions (such as SIRTF, SOFIA, ASTRO-F, or Herschel), which will sample infrared bright galaxies over a wide range of redshift and luminosity. The new tools will be crucial for determining the detailed properties of distant, dusty galaxies, to identify the source of the extragalactic background, and to search for the source of activity in galactic nuclei.

Chandra Beobachtungen des inneren Jets in M84 /
Chandra Detection of the Inner Jet in M84

Abb. 2-63: VLA-Aufnahme von M84 im 5 GHz Radiobereich. Die überlagerten Konturlinien zeigen die mit Chandra detektierte Röntgenemission. Die Röntgenemission zeigt Intensitätsmaxima bei 2.5 und 3.3 Bogensekunden nördlich des Kerns von M84. Die Röntgenmaxima sind mit den Intensitätsmaxima der Radiostrahlung korreliert.

Fig. 2-63: VLA radio image of M84 at 5GHz, overlaid with Chandra X-ray contours of the inner region of M84. Two peaks of the X-ray emission 2.5" and 3.3" north from the M84 nucleus coinside with the first radio features in the northern jet.

Die Auswertung der Chandra Beobachtungen von M84, einer elliptischen Galaxie mit ausgedehnter Radioemission, zeigt einen Überschuss an Röntgenemission im Bereich des nördlichen Radio-Jets. Die Röntgenemission erstreckt sich vom Kern der Galaxie bis zu einer Entfernung von 3.9", wobei die Intensität der Röntgenstrahlung an den Stellen mit erhöhter Radiostrahlung ("Radio-knots") bei 2.5" und 3.3" korreliert ist (Abb. 2-63). Mögliche Erklärungen für die erhöhte Röntgenemission bei 2.5 und 3.3" sind die Intensitätserhöhung durch den relativistischen Dopplereffekt. Es erscheint jedoch unwahrscheinlich dass inverse Compton-Streuung der dominierende Prozess ist. Wir finden viele Gemeinsamkeiten zwischen dem Röntgen-Jet in M84 und der mit Chandra detektierten Röntgenemission in Galaxien mit geringerer Radioemission. Für die Mehrzahl dieser Objekte erscheint Synchrotronstrahlung die wahrscheinlichste Erklärung für die Röntgenemission zu liefern. Der M84 Röntgen-Jet kann beschrieben werden durch Synchrotronstrahlung mit einer Leuchtkraft von L=2x1039 erg s-1 im Frequenzbereich von 107-18 Hz und einem Magnetfeld von B=140 Micro-Gauß (unter der Annahme von Äquipartition). Die Elektron-Halbwertszeit beträgt 10 Jahre bei einer Frequenz von 1018 Hz. Unter diesen Annahmen können die Elektronen eine Strecke von maximal 3 pc zurücklegen. In diesem Gebiet muss auch die Beschleunigung der Elektronen stattfinden, die die Röntgenstrahlung hervorruft.


Analysis of Chandra observations of the radio lobe elliptical galaxy M84 reveals excess X-ray emission aligned with the northern radio jet. The emission extends from the X-ray core of the host galaxy as a weak bridge and then brightens to a local peak coincident with the first detectable radio knot at 2.5" from the core (Fig. 2-63). The second radio knot at 3.3" is brighter in both radio and X-ray emission. The X-ray jet terminates 3.9" from the core. Although all the evidence suggests that Doppler boosting augments the emission of the northern jet, it is unlikely that the excess X-ray emission is produced by inverse Compton emission. We find many similarities between the M84 X-ray jet and recent jet detections from Chandra data of low-luminosity radio galaxies. For most of these current detections, synchrotron emission is the favoured explanation for the observed X-rays. For the M84 X-ray jet, the synchrotron emission mechanism is characterized by a luminosity L=2x1039 erg s-1 integrated over 107-18Hz, the equipartition magnetic field B=140 micro Gauss, and the electron half-life time t(u=1018 Hz)=10 year. The time is so short that electrons cannot have travelled more than 3 pc, implying that X-rays clearly demarcate the acceleration region.  

Beiträge zum vereinheitlichten AGN Modell /
Aspects of the AGN Unification Scheme

Abb. 2-64: Links: ROSAT Lichtkurve im 0.1-2.4 keV Energiebereich. Schnelle, extreme und andauernde Röntgenvariabilität wird nachgewiesen. 1ES 1927+654 ist erst der zweite radio-ruhige AGN der diese Art von Röntgenvariabilität aufweist. Die schnellen Variationen sind ein eindeutiger Hinweis auf Röntgenstrahlung aus der unmittelbaren Umgebung des zentralen Schwarzen Loches. Rechts: Ein hochqualitatives optisches Spektrum von 1ES 1927+654. Das [OIII]/H-beta Verhältnis ist etwa 14. Es wird keine Fe II Multiplet-Emission sowie keine breiten Komponenten der H-alpha Linie nachgewiesen. Daraus ergibt sich eine Seyfert-2 Klassifikation. Die Extinktion im Röntgenbereich ist signifikant untersedlich zur Extinktion, die im optischen gemessen wird. Mögliche Erklärungen für die ungewöhnliche Kombination von optischen Typ 2- und röntgen Typ 1-Eigenschaften könnten eine BLR mit extrem schwacher optischer Linienemission, optisch dicke Röntgenabsorber oder ein hohes Staub- zu Gasverhältnis sein.

Fig. 2-64: Left: ROSAT light curves in the 0.1-2.4 keV energy band. Rapid, extreme and persistent X-ray variability is detected making 1ES 1927+654 the second radio-quiet AGN showing this type of behaviour. The X-ray variability indicates that we must have a direct view to the central AGN. Right: A high-quality spectrum of 1ES1927+654. The [OIII]/H-beta ratio is about 14, no Fe II multiplet lines and no broad H-alpha wings are detected pointing to a Seyfert-2 classification. The X-ray extinction value is significantly different from the optical extinction value. Possible explanations for the unusual combination of optical type 2 and X-ray type 1 properties might be an underluminous BLR, an optically thick X-ray absorber or higher dust to gas ratios.

Eine ungewöhnliche Kombination von optischen Typ 2 und röntgen Typ 1-Eigenschaften ist in dem röntgenhellen AGN 1ES 1927+654 nachgewiesen worden. ROSAT und Chandra LETG Beobachtungen zeigen andauernde, schnelle und extreme Helligkeitsänderungen. Aus der Röntgenvariabilität kann abgeleitet werden, dass Röntgenstrahlung aus einem Gebiet von wenigen 100 Lichtsekunden um das zentrale Schwarze Loch beobachtet wird. Eine maximale Amplitudenvariation mit einem Faktor von 15 bei einem Signifikanzniveau von etwa 6 sigma, wurde während der ROSAT Himmelsdurchmusterung nachgewiesen (Abb. 2-64 links). Die aus dem ROSAT Spektrum abgeleitete intrinsische Absorption beträgt NH=7x1020 Teilchen pro cm2. Unter den Annahmen, dass (i) die empirische Beziehung zwischen Röntgenabsorption und optischer Extinktion AV=4.5x10-22NH gilt. (ii) die Staubteilchen optisch dünn für Röntgenstrahlung sind. (iii) die Röntgen- und optische Strahlung entlang der gleichen Sichtlinie beobachtet wird. (iv) die Absorption zeitlich etwa konstant bleibt, und (v) das Gas- zu Staubverhältnis dem galaktischen Wert entspricht, kann die im Röntgenbereich gemessene Absorption in die sogenannte Röntgenextinktion AV umgewandelt werden. Die maximale Röntgenextinktion ist 0.33 oder 0.58 je nach Modell. We have detected an unusual combination of optical type 2 and X-ray type 1 properties in the X-ray bright AGN 1ES 1927+654. ROSAT, and Chandra LETG observations reveal persistent, rapid and large scale variations. These X-ray timing properties indicate that the X-rays originate from a region, a few hundred light seconds from the central black hole, typical for a type 1 AGN. The maximum amplitude variability detected during the ROSAT All-Sky Survey observations was of a factor of 15, at a significance level greater than 6s (Fig.  2-64 left). The intrinsic X-ray absorption, measured from the ROSAT soft X-ray spectral cut-off, is 7x1020 cm-2. If one assumes (i) that the empirical relation between the intrinsic X-ray absorption and optical extinction of AV=4.5x10-22 NH applies to 1ES 1927
+654. (ii) that the dust grains are optically thin to X-rays. (iii) that the X-ray and optical radiation travel through the same matter. (iv) that the obscuration is not a strong function of time, and (v) a galactic gas to dust ratio, then the neutral hydrogen column densities derived from the X-ray spectra can be converted into X-ray AV values. The maximum intrinsic X-ray AV value is 0.33 or 0.58 depending on the model.
Ein Spektrum hoher Qualität der Quelle wurde mit dem 1.93m Teleskop in Haute-Provence aufgenommen. Dieses zeigt ein typisches Seyfert-2 Spektrum mit Beiträgen der integrierten Emission des Sternlichtes der Galaxie (Abb. 2-64 rechts). Das Verhältnis der Linienemission von [O III] zu H-beta beträgt etwa 14. Weiterhin wird keine optische Fe II Multiplet-Linienemission nachgewiesen, was eine Klassifikation als schmallinige Seyfert-1 Galaxie ausschließt. Die Halbwertsbreite der Balmerlinien beträgt etwa 330 km s-1. Dies entspricht der instrumentellen Auflösung. Aus dem H-alpha zu H-beta Flussverhältnis folgt ein Wert für die optische Extinktion von AV=1.7 (unter Annahme galaktischer Extinktion und Fall B Rekombination). Die obere Grenze für eine breite Komponente ist kleiner als 5% der schmalen H-alpha Linie. Da keine breite H-alpha Komponente detektiert wurde folgt, dass die optische Extinktion der BLR größer als AV=3.7 sein muss. Beobachtungen im nahen Infrarotbereich sind erforderlich, z.B. im Bereich der Br-gamma- oder Bralpha-Linien, um die Extinktion der BLR genauer zu bestimmen. High quality optical spectroscopy, taken with the 1.93m telescope at the Haute-Provence observatory, reveals a typical Seyfert-2 spectrum with some host galaxy contamination (Fig. 2-64 right). The [O III] to Hb ratio of 14 and the absence of any Fe II multiplet emission clearly rule out any Narrow-Line Seyfert-1 classification. The observed FWHM of the Balmer lines is ~330 km s-1, which corresponds to the instrumental resolution. From the Ha to H-beta flux ratio we determine an optical extinction of AV=1.7 (corrected for galactic extinction and assuming Case B recombination). The upper limit for any broad component has to be less than 5% of the narrow H-alpha component. The non-detection of a significant broad H-alpha emission line suggests an extinction value of the BLR of at least AV=3.7. Near-infrared spectra to search for broad emission line components, e.g. Br-gamma or Br-alpha, are required for estimating the extinction to the BLR.
Ein signifikanter Untersed (mit einem Faktor von 6) wird somit zwischen der optischen Extinktion in der BLR (AV>3.7) und der Röntgenextinktion (AV=0.58) nachgewiesen. Eine mögliche Erklärung könnte eine extrem geringe Linienemission aus der BLR oder sogar eine nicht vorhandene BLR sein. Weitere Möglichkeiten sind optisch dicke Röntgenabsorber und/oder ein höheres Staub- zu Gasverhältnis verglichen mit dem galaktischen Wert. Die signifikanten Extinktionsuntersede im optischen- und Röntgenbereich, wie sie in Objekten wie 1ES 1927+654 nachgewiesen werden, implizieren dass das vereinheitlichte AGN Modell die ungewöhnliche Kombination von optischen- und Röntgeneigenschaften in diesen Objekten nicht erklären kann.


There is a significant discrepancy (factor of 6) between the lower limit of the AV value of 3.7 from the BLR, estimated from the optical spectrum, and the maximum AV of 0.58 determined from the X-ray spectrum. One possible explanation for the apparent disagreement in the X-ray and optical properties is an extremely under-luminous, or even absent, BLR. Other possible scenarios include an optically thick X-ray absorber and/or higher dust to gas ratios. The significant discrepancies between the X-ray and the optical extinction in 1ES 1927+654 and other objects imply that the standard unification scheme is unable to explain the combination of optical and X-ray properties observed in these objects.

XMM-Newton Detektion von extrem starken Fe K Absorptionskanten /
XMM-Newton Detection of Extremely Strong Fe K Edges

Das 70 ks XMM-Newton Spektrum der am stärksten röntgenvariablen Seyfert-Galaxie IRAS 13224-3809 wurde analysiert (Abb. 2-65). Das Spektrum zeigt eine starke FeK Absorptionskante bei etwa 8 keV. Etwa ⅓ des absorbierten Flusses der Absorptionskante wird als Fe K Fluoreszenzlinie wieder emittiert. Der gemessene Fluss dieser Fe K Linie ist jedoch um etwa einen Faktor 10 geringer als erwartet. Diese Diskrepanz in den Stärken der Absorption und Emission kann dadurch erklärt werden, dass das absorbierende Material in einem kleinen Raumwinkel (W<<2p) um die zentrale Quelle lokalisiert ist. Ein Teil der Strahlung der Akkretionsscheibe bleibt unabsorbiert und wird als sogenannter Überschuss an weicher Röntgenstrahlung beobachtet. Der Rest wird durch eine oder mehrere Wolken entlang der Sichtlinie zur Akkretionsscheibe stark absorbiert. Es handelt sich somit um eine teilweise Verdeckung der Emission der Akkretionsscheibe. Das absorbierende Material muss in unmittelbarer Kernnähe, eventuell sogar direkt über der Akkretionsscheibe lokalisiert sein, wie von Rees erstmals erwähnt. Die Wahrscheinlichkeit dass ein Absorber in größerer Entfernung, z.B. im Gebiet des molekularen Torus, entlang der Sichtlinie zum Beobachter lokalisiert ist, wäre zu klein um den Effekt nachzuweisen. Das absorbierende Material in Kernnähe muss eine hohe Dichte aufweisen (bis etwa 1018 Teilchen pro cm3), da Eisen noch nicht vollständig ionisiert ist. Der Nachweis solcher kühlen und dichten Wolken in unmittelbarer Umgebung des Schwarzen Loches ist von besonderem Interesse und erlaubt eine genauere Bestimmung der wesentlichen Komponenten der innersten Gebiete von aktiven Galaxien. We have investigated the X-ray spectrum of the most X-ray variable Seyfert galaxy IRAS 13224-3809 obtained during a 70 ks XMM-Newton observation (Fig. 2-65). The unprecedented, high-quality X-ray spectrum shows a sharp and strong Fe K absorption edge at about 8 keV. From the fluorescent yield one expects that about one third of the edge flux will be reemitted in the Fe fluorescence line. However, we detect only a weak, narrow, He-like, Fe K line. The measured line flux is about 10 times smaller than that expected from the fluorescence yield. This so-called fluorescence yield discrepancy can be explained if the absorber, producing the strong Fe K edge does not subtend a large solid angle around the central source (W<<2p). Part of the X-ray emission from the accretion disk arrives unabsorbed, detected as the strong soft X-ray excess emission. The rest is heavily absorbed by a cloud (or clouds) in the line of sight. The absorber must be located close to the central black hole, possibly even within the accretion disk itself, as first suggested by Rees. If the absorber were located, in the molecular torus zone, the probability of having an absorbing cloud along the line of sight, would be too small. Any absorber close to the central black hole must also exhibit a high density (of about 1018 particles per cm3), as Fe is still not completely ionised. The detection of such cool and dense clouds close to the central black hole is of particular interest, as it adds new complexity to the innermost region of active galactic nuclei.
Abb. 2-65: XMM-Newton Entdeckung einer starken steilabfallenden (innerhalb von 100 eV) Absorptionskante in der schmallinigen Seyfert-1 Galaxie IRAS 13224-3809. Etwa 0.5 des absorbierten Flusses der Absorptionskante wird als Fe K Fluoreszenzlinie reemittiert. Es wird jedoch nur eine schwache Emissionslinie nachgewiesen. Die Diskrepanz zwischen dem erwarteten Linienfluss und dem Fluss in der Absorptionskante weist einen Faktor von 10 auf. Diese Diskrepanz kann durch eine teilweise Verdeckung der Akkretionsscheibe durch dichte kühle Wolken erklärt werden.

Fig. 2-65: XMM-Newton detection of sharp spectral feature in the Narrow-Line Seyfert-1 galaxy IRAS 13224-3809. The spectral energy distribution shows a sharp (< 100 eV) and strong Fe K-absorption edge at ~8 keV. There is only a weak Fe Ka line, resulting in fluorescent yield discrepancies of about 10. A soft excess component that dominates below ~1keV is not significantly absorbed. This newly detected combination of spectral features can be explained by partial covering of the emission from the accretion disk by Compton thick clouds.

Weitere interessante Ergebnisse folgen aus der detaillierten spektralen Modellierung des Röntgenspektrums von IRAS 13224-3809. Die beste spektrale Anpassung ergibt sich aus einem gekrümmten Kontinuum im harten Energiebereich (>2keV), einem hochabsorbierten Potenzgesetz (mit Flächendichten des absorbierenden Materials von etwa 1023 cm-2) sowie einer nichtabsorbierten Schwarzköper-Strahlungskomponente. Die Stärke der Absorption ist dabei mit der Intensität der Strahlung korreliert. Die Absorption steigt mit abnehmender Intensität an. Dieser Beobachtungsfund ist ein weiterer Hinweis auf die teilweise Verdeckung der Emission der Akkretionsscheibe (man erwartet einen geringere Intensität, wenn der Anteil der Verdeckung der Akkretionsscheibe zunimmt). Weiterhin werden die oben genannten spektralen Komponenten (insbesondere das gekrümmte harte Röntgenkontinuum) auch in galaktischen Schwarze-Loch Kandidaten beobachtet, wenn sich diese in ihrem Intensitätsmaximum befinden. Dies ist ein Hinweis auf Gemeinsamkeiten zwischen aktiven Galaxien (mit Diskrepanzen zwischen der Fe Absorption und Fe Emission wie IRAS 13224-3809, 1H0707-495, PG 1211-143, PDS 654) und galaktischen Schwarze-Loch Kandidaten im Intensitätsmaximum. Other interesting points arise from the spectral modelling of IRAS 13224-3809. We obtain the best spectral fit by using a curved hard power-law continuum (>2keV) and a highly absorbed (column densities of about 1023 cm-2) power-law continuum, which is responsible for the Fe K edge, in combination with an unabsorbed black body component. When the source is in the low flux state, the column density of the absorber is significantly higher compared to when the source is in the high flux state (IRAS 13224-3809 showed persistent amplitude variations by a factor of about 10 during the XMM-Newton observations). This further supports the partial covering interpretation, where one expects stronger occultation of the central accretion disk by the absorbing clouds when the source is in the low-flux state. In addition, the spectrum consisting of a dominant soft X-ray component and a curved hard continuum is strikingly similar to the spectra of the black-hole binaries at their high flux state. This suggests that IRAS 13224-3809 and other AGN with fluorescence yield discrepancies (1H0707-495, PG 1211-143, PDS 654) are AGN analogues of the soft-state black-hole binaries.
Der Nachweis von starken Fe Absorptionskanten zwischen 7 und 8 keV mit XMM-Newton erlaubt neue Einblicke in die Physik der innersten Gebiete von aktiven Galaxien. Das Modell einer teilweisen Verdeckung der Akkretionsscheibe durch kühle dichte Wolken ist nunmehr für aktive Galaxien anwendbar. Das Modell kann auch die beobachteten Flussvariationen in Kombination mit nur geringen spektralen Änderungen erklären. All dies sind weitere Hinweise auf gemeinsame physikalische Prozesse in super-massiven und galaktischen Schwarzen Löchern. The XMM-Newton discoveries of sharp and strong power-law cut-offs between 7 and 8 keV reveal new insights into the physics of the innermost regions of AGN. A partial covering scenario in which cool, dense clouds located within the accretion disk region, partially obscuring the hard X-rays, has been established for AGN. Partial covering can also explain the observed flux variations in combination with only small spectral changes, and further suggests analogies between super-massive and galactic black holes.
[BOLLER, BURWITZ, FINOGUENOV, GALLO, GENZEL, LEHMANN, LUTZ, PREDEHL, STURM, TANAKA, VERMA, VOGES]


2.3.6   Eigenschaften von Quasaren /
Properties of Quasars

Eisenproduktion in BAL QSO APM 08279+5255 /
Iron Production in the BAL QSO APM 08279+5255

Der Quasar APM 08279+5255 ist eines der leuchtkräftigsten Objekte im gesamten Universum. Er strahlt über eine Billiarde (1015) Mal mehr Energie ab als unsere Sonne. Diese Leuchtkraft speist sich hauptsächlich aus dem "Absturz" von Materie in ein gigantisches Schwarzes Loch im Quasarzentrum. Das gasförmige Material heizt sich stark auf und sendet Röntgenstrahlen aus, bevor es in dem Schwarzen Loch verschwindet. Ein Teil der eingefangenen Materie wird jedoch durch den starken Lichtdruck des Zentralobjekts wieder nach außen transportiert. Bei APM 08279+5255 handelt es sich um einen "Broad Absorption Line" (BAL) Quasar, bei dem wir das Schwarze Loch zufällig durch den Schleier dieser ausströmenden Materie sehen. Der Quasar ist nicht nur selbst sehr leuchtkräftig, sein Licht wird zusätzlich durch eine sog. Gravitationslinse verstärkt. Diese Eigenschaften machen APM 08279+5255 zu einem hervorragenden "Laboratorium", um mittels Röntgenstrahlen die Bedingungen im frühen Universum und in unmittelbarer Nähe supermassereicher Schwarzer Löcher zu untersuchen. The quasar APM 8279+5255 is one of the most luminous objects in the Universe. Its energy output exceeds that of our sun by more than 1015. This luminosity is mainly powered by gas accretion onto a giant super-massive black hole at the centre of the quasar. The material is strongly heated during this process and emits X-rays before it disappears in the black hole. Some part of this matter, however, is not swallowed but instead blown away by the intense radiation pressure of the central object. APM 8279+5255 is a "Broad Absorption Line" (BAL) quasar, indicating that we are just looking down the stream of this outflowing material. In addition to being intrinsically luminous, the quasar's light is magnified by a factor 50-100 through gravitational lensing. These properties make APM 8279+5255 an excellent "laboratory" to study the physical conditions in the early universe, and in the immediate vicinity of super-massive black holes.
Abb. 2-66: Die "Delle" im Spektrum des Quasars APM 08279+5255 stammt von dem Element Eisen. Ähnlich wie Mediziner mittels Röntgenstrahlen unsere Knochen darstellen können, weil sie für Röntgenstrahlung undurchlässig sind und daher dunkel erscheinen, sind die ausströmenden Eisenwolken von APM 08279+5255 undurchlässig für die Röntgenstrahlen, die im Zentrum des Quasars entstehen: Bei der für Eisen charakteristischen "Absorptionsenergie" (Pfeil) fehlt ein Teil des Röntgenlichtes.

Fig. 2-66: The "dip" in the spectrum of the quasar APM 08279+5255 is caused by the element iron. In a similar way as physicians visualize our bones using X-rays - bones appear dark since they are opaque to X-rays - the outflowing iron clouds of APM 08279+5255 are opaque for X-rays created at the quasar's centre: at the "absorption energy" characteristic for iron ( red arrow), some part of the X-ray light is missing.

APM 08279+5255 wurde für etwa 100000 s mit XMM-Newton beobachtet. Das Röntgenspektrum weist eine signifikante Absorptionskante von ionisiertem Eisen auf, die höchstwahrscheinlich in dem ausströmenden Gas entsteht. Aus der "Delle" im Quasarspektrum (Abb. 2-66) konnte die Säulendichte des Eisens im Zentrum des Quasars bestimmt werden. Das Eisen scheint weitgehend das einzige entdeckte Element zu sein. Andere chemische Elemente, wie zum Beispiel Sauerstoff, machen sich kaum bemerkbar. So ist das Eisen/Sauerstoff-Verhältnis etwa drei- bis fünfmal so hoch wie in unserem Sonnensystem. Jedes schwere Element, aus dem Planeten wie unsere Erde und auch wir selbst bestehen, wurde in früheren Jahrmilliarden in Sternen erzeugt. Dies gilt auch für das Eisen, das besonders in einem speziellen Typ von Supernova ("Typ I") produziert wird: Supernovae sind massereiche Sonnen, die am Ende ihres Lebens in gigantischen Explosionen die in ihrem Inneren erzeugten Elemente in den interstellaren Raum blasen. Ein Teil dieses Materials wird zur Bildung neuer Sterne verbraucht, ein anderer von den Schwarzen Löchern in den Zentren der Galaxien aufgesogen. Da aber Sterne, die als Typ I-Supernova enden, sehr lange leben (ungefähr eine Milliarde Jahre), sind große Mengen an Eisen im frühen Universum äußerst bemerkenswert. We observed APM 8279+5255 with XMM-Newton for about 100 ksec. The X-ray spectrum reveals a significant absorption edge by ionised iron, most likely from the material streaming away from the centre of the quasar. From the "dip" in the quasar spectrum, (Fig. 2-66), we could determine the column density of iron located in the central region of the quasar. Interestingly, iron appears to be the only element clearly showing up. Absorption from other elements, like oxygen, is barely detected. The estimated ratio of iron to oxygen is about 3 to 5 times higher than in our solar system. All the heavy elements, which planets like our Earth, and we, are composed of, were created inside stars billions of years ago. This also holds for iron, which is mainly created by a type I supernova: supernovae are suns at the end of their lives, which pass away in giant explosions, blowing the elements produced in their interior out into interstellar space. Some fraction of this "star dust" is used up to build new stars; another fraction is ultimately swallowed by super-massive black holes at the centres of galaxies. Since, however, stars that pass away as type I supernovae have rather long lifetimes (about 109 years), large quantities of iron in the early universe are quite remarkable.
Die Eisenhäufigkeit ist deshalb so wichtig, weil sie eine Art "kosmische Uhr" darstellt: Seit dem Urknall vor rund 15 Milliarden Jahren werden sämtliche chemischen Elemente - außer den leichtesten wie Wasserstoff und Helium - im oben beschriebenen Prozess produziert. Beim Eisen dauert das eine geraume Zeit: Mindestens 1.5 Milliarden Jahre mussten vergehen, um zum Beispiel die bei unserer Sonne gefundenen Verhältnisse zu erzeugen. Um so erstaunlicher, dass ein so junges Objekt wie APM 08279+5255 bereits einen deutlich höheren Eisengehalt aufweist als unser wesentlich älteres Sonnensystem. Entweder gibt es eine effizientere Art, Eisen zu erzeugen - quasi eine Art kosmische "Eisenfabrik" - oder das Universum ist bei einer Rotverschiebung von z=4, wie sie der Quasar besitzt, bereits älter als bisher angenommen. The iron abundance is of such great importance mainly because iron represents a kind of "cosmic clock": All heavy elements were produced after the big bang in the interior of stars, by the processes described above. To create iron took quite a while; at least 1.5 billion years to produce the metal abundances of our sun. It is therefore highly surprising that an object as young as APM 8279+5255 already contains a larger fraction of iron than our sun, which is much older. Either there is a more efficient way of producing iron, or the universe, at a redshift of 4, is already older than previously expected.
Die neuen Beobachtungen zeichnen ein extremes Bild für den Innenbereich von APM 08279+5255: Es muss ein wahres "Feuerwerk" an Supernovae im Zentrum des Quasars gegeben haben, um so viel Eisen zu erzeugen. Nicht nur das: Um die hohe Leuchtkraft von APM 08279+5255 und den hohen Materieausfluss aus dem Quasarzentrum aufrechtzuerhalten, müssen jährlich sehr viele Sonnenmassen an Gas verschluckt und zum Teil wieder hinausgeblasen werden. Doch selbst eine besonders hohe Rate an Supernovae kann - wegen der langen Lebensdauer der Sterne, die als Supernova enden - nur schwer erklären, warum so früh in der Entwicklung des Universums so viel Eisen erzeugt wurde. Wahrscheinlich benötigen wir außerdem mehr Zeit, also ein größeres Alter des frühen Universums, und können auf diese Weise unabhängige Hinweise auf die Existenz der kürzlich entdeckten "Kosmologischen Konstanten" ableiten - einer Art "Dunkler Energie", die das Universum heute noch auseinander zu treiben scheint. The new observations presented here paint an extreme picture of the centre of the quasar APM 8279+5255: there must have been substantial star formation to produce the large amount of iron observed. In addition, in order to sustain the high luminosity and the huge outflow of matter from the centre of APM 8279+5255, many solar masses of stardust have to be swallowed, and partly blown out again, every year. However, even a very high rate of type-I supernovae can only partly explain the observations of large amounts of iron. Likely, we also need more time to produce the iron, i.e., a larger age of the universe at the redshift of APM 8279+5255. This way, we find independent evidence for the existence of the recently discovered "cosmological constant", a kind of "dark energy", which still pushes the universe apart.
Die Mithilfe von XMM-Newton an APM 08279+5255 gemachten Beobachtungen liefern wichtige neue Informationen für das Verständnis der Elementsynthese und die chemische Entwicklung des frühen Universums, für die neuen "vereinheitlichten Modelle" der Geometrie der bei versedenen Aktivitätsformen von Quasaren ausströmenden Materie und schließlich für die Messung von Parametern wie der Kosmologischen Konstante. Während heute mit XMM-Newton nur ganz wenige, besonders helle Einzelobjekte wie APM 08279+5255 studiert werden können, wird mit XEUS, dem künftigen großen Röntgenobservatorium der ESA, eine viel größere Anzahl von schwächeren Objekten auf gleiche Weise beobachtbar werden, so dass die hier aufgeworfenen Fragen beantwortet werden können.


The XMM-Newton observations of APM 8279+5255 provide important new information about the nucleosynthesis and chemical evolution of the early Universe, new "unified models" for different types of quasar-activity, and finally the measurement of cosmological parameters like the cosmological constant. Presently, at such high redshifts we can only study very few, particularly luminous objects, like APM 8279+5255. However, in the future, we hope to use XEUS, the future large X-ray observatory of ESA, to routinely analyse X-rays from many faint, distant objects, in order to answer the questions emerging from the present discovery.

XMM-Newton Beobachtungen von Quasaren /
XMM-Newton Observations of Quasars

Hoch rot-verschobene Quasare, die leuchtkräftigsten und entferntesten Quellen elektromagnetischer Strahlung, können wichtige Hinweise auf die Entstehung und Entwicklung von Galaxien sowie auf die physikalischen Bedingungen des frühen Universums geben. Ihre Röntgenemission erlaubt Rückschlüsse auf den Akkretionsmechanismus der Materie auf die massiven schwarzen Löcher und eine spektrale Analyse enthält Informationen über das intergalaktische Medium, z.B. auf Lyman-alpha Systeme, die auf der Sichtlinie zu den Quasaren liegen. High red shift quasars are key objects for understanding galaxy formation and evolution, and the physical conditions in the early Universe, since they are the most luminous and distant sources of electromagnetic radiation known. The X-ray emission gives insight into the accretion mechanisms onto super-massive black holes, and the spectral analysis yields information on the intergalactic medium and of damped Ly-alpha systems that can lie along the line of sight.
Wegen seiner großen Empfindlichkeit ist XMM-Newton ganz besonders geeignet, spektrale Parameter genau zu bestimmen. Wir haben zwei radio-laute Quasare (PKS 2126-158 und PKS 2149-306) sowie zwei radio-leise Quasare (Q 0000-263 und Q 1442+2931), alle bei z>2, mit XMM studiert. Für die radio-lauten Quasare ist ein einfaches Potenzgesetz mit photoelektrischer Absorption ein passendes Spektralmodell, mit Steigungen von Gamma ~1.5, d.h., etwas flacher als die Werte die üblicherweise bei niedrigen Rotverschiebungen gemessen werden. Bei PKS 2128-158 (aber nicht bei PKW 2149-306) finden wir Absorption, die den galaktischen Wert übersteigt. Die Daten erlauben nicht die Unterscheidung eines kalten oder eines warmen Absorbers. Die Rotverschiebung des Absorbers kann nicht bestimmt werden; sie ist aber verträglich mit der Annahme, dass er sich in der Quelle selbst befindet. Mit Röntgenluminositäten von ~1047 erg s-1 und einem breitbandigen optisch-röntgen-Spektralindex von alphaox ~1 sind diese Quasare im Röntgenlicht signifikant heller als entsprechende Objekte bei kleinen Rotverschiebungen. XMM's high sensitivity is particularly well suited to determine reliable spectral parameters. We have performed a spectral analysis of two radio-loud (PKS 2126-158 and PKS 2149-306) and two radio-quiet (Q 0000-263 and Q 1442+2931) z> 2 quasars with XMM. For the radio-loud quasars, a simple power law with photoelectric absorption is a viable model with photon indices Gamma ~ 1.5, slightly flatter than common values at low red shift. We confirm absorption in excess of the galactic value in PKS 2126-158, but not in PKS 2149-306. The data are consistent with both a cold and a warm absorber. The redshift of the absorber is not constrained, but is compatible with being at the source's position. With X-ray luminosities of ~1047 erg s-1 and an optical-X-ray broadband spectral index aox~1 they are considerably X-ray brighter than their low red shift counterparts are.
Für die radio-leisen Quasare konnten wir erstmals genauere Spektralparameter ermitteln. Ein einfaches Potenzgesetz mit galaktischer Absorption liefert eine gute Beschreibung der Spektren mit Steigungen Gamma ~ 2, ähnlich denen von Quasaren bei niedrigen Rotverschiebungen. Die radio-leisen Objekte haben weit geringere Leuchtkräfte (Lx~1045 erg s-1) als die beiden radio-lauten Quasare und mit einem alphaox~1.7 sind sie röntgen-leiser als ähnliche Objekte bei niedrigen Rotverschiebungen. For the radio-quiet quasars, we determined reliable spectral parameters for the first time. A simple power law with galactic absorption describes the spectra well, with slopes Gamma ~ 2 similar to the typical low red shift values. The radio-quiet objects have much smaller X-ray luminosities (Lx ~1045 erg s-1) than the two radio-loud quasars and with an aox ~1.7 they are more X-ray quiet than their low red shift counterparts are.
Das Verhältnis der optischen zu den Röntgen- Leuchtkräften bei radio-leisen Quasaren ist im Mittel 5x10-5, mit einer Streuung um den Faktor 5. Eine kleine Zahl von Objekten aus der ROSAT Datenbank zeigt jedoch eine um den Faktor 30 kleinere Röntgenleuchtkraft. Wir haben einige dieser röntgen-leisen Quasare mit XMM beobachtet, um den physikalischen Grund dieses ungewöhnlichen Verhaltens zu untersuchen. Einer von ihnen, der nahe und optisch sehr helle Quasar PG 0844+349, ist hoch variabel und somit röntgen-leise nur in seinem Niedrig-Fluss Zustand. In einer 20 ksec XMM-Newton Beobachtung fanden wir den Quasar in einem historischen Hoch-Zustand. Er zeigte ein strukturloses Spektrum mit einem starken Exzess bei niedrigen Energien über das harte Potenzgesetz. Das Spektrum lässt sich durch Comptonisierungsmodelle oder ein abbrechendes Potenzgesetz mit steiler Steigung (Gamma=2.75) bei niedrigen Energien und einem flacheren Verlauf (Gamma=2.25) bei hohen Energien mit einem Knick bei 1.35 keV beschreiben. Bei den Comptonisierungsmodellen ist die Gastemperatur signifikant kleiner als in normalen Seyfert-Galaxien, die optische Tiefe jedoch viel größer. Dies kann als ein Indiz für die versedenen physikalischen Bedingungen in diesen beiden AGN Klassen gesehen werden. Während der XMM Beobachtung variierte der Fluss von PG 0844+349 achromatisch um ~25% in einer fast linearen Weise über eine Zeitskala von einigen tausend Sekunden, was starke Einschränkungen für heutige Comptonisierungsmodelle von Koronen auf Akkretionscheiben beinhaltet. Radio-quiet quasars show on average a ratio between optical flux and soft X-ray flux of around 5x10-5, with a dispersion of a factor of 5. However, a very small number of objects in the ROSAT database have an X-ray flux smaller than a factor of 30 relative to the average. We have studied several of these X-ray quiet quasars with XMM-Newton to obtain information about the physical reason for this unusual behaviour. One of them, the optically very bright and nearby quasar PG 0844+349, is strongly variable and is thus X-ray quiet only in its low state. In a 20 ksec XMM-Newton observation we observed the quasar in a historically high state compared to previous X-ray observations. The quasar showed a featureless spectrum with a strong soft excess over the extrapolation of a hard power law. Comptonization models or a broken power law with a steep slope at low energies (Gamma=2.75) and a flatter slope of Gamma=2.25 and a break energy of Ebreak 1.35 keV are acceptable descriptions of the spectral continuum. In Comptonization models the temperature of the Comptonizing gas is considerably lower than generally found in (broad line) Seyfert galaxies, whereas the optical depth is much higher. This might be an indicator of the different physical conditions in these two classes of AGN. During the XMM-Newton observation the flux of PG 0844+349 varied achromatically in a smooth, nearly linear fashion by ~25% on time scales of a few thousand seconds, which puts severe constraints on current models of Comptonizing accretion disk coronae.
BL Lac Objekte sind AGNs mit bemerkenswert strukturlosen Spektren in allen Energiebändern, die zudem starke Intensitäts- und spektrale Variabilität zeigen. Die Emission von BL Lacs stammt wahrscheinlich aus relativistischen Jets, die unter kleinen Winkeln zur Sichtlinie gesehen werden. Die Physik dieser Jets kann durch zeitlich aufgelöste spektrale Beobachtungen studiert werden. Die Variabilitäts-Zeitskalen werden durch Lichtlaufzeiten in der Emissionsregion sowie durch die mikroskopischen Beschleunigungs- und Kühlungsprozesse der Materie bestimmt. Gemessene zeitliche Versetzungen der Lichtkurven bei untersedlichen Energien erlauben die Untersuchung der Mikro-Physik der Teilchenbeschleunigung und Kühlung in den Jets. BL Lac objects are AGN that show remarkably featureless spectra in all energy bands, as well as strong intensity and spectral variability. The emission from BL Lacs is likely dominated by relativistic jets seen at small angles to the line of sight, and combined spectral and temporal information can greatly constrain the jet physics. Time scales are related to the crossing time of the emission regions, which depend on wavelength and/or the time scales of micro-physical processes like acceleration and radiative losses. The measured lags between the light curves at different energies enable probing the micro-physics of particle acceleration and radiation in the jet.
Wir haben eine detaillierte Untersuchung aller XMM-Newton EPIC-pn Daten des hellen BL Lac Objekts Mrk 421 durchgeführt. Wir sehen die Quelle mit Flüssen, die um einen Faktor 5 variieren. Im allgemeinen ist die Quelle stärker variabel und hat ein härteres Spektrum wenn sie heller ist. Das Spektrum ist komplex und kann nicht durch ein abbrechendes Potenzgesetz oder ein gekrümmtes Spektrum beschrieben werden. Wir finden, dass kurzzeitige Flussänderungen auf Zeitskalen von einigen tausend Sekunden mit signifikanten, komplexen spektralen Variationen einhergehen. Eine Kreuzkorrelations-Analyse zeigt, dass die harten und weichen Lichtkurven gut korreliert sind, meist ohne zeitliche Versebungen. In einigen Fällen hinkt die weiche Lichtkurve der harten um ca. 5 min nach, in zwei Fällen folgt die Variation des harten
Energiebandes der des weichen.
We have completed a detailed spectral and temporal analysis of all available XMM-Newton EPIC-pn observations of the bright BL Lac object Mrk421. We observed the source over a range of intensities varying in count rates by up to a factor of 5. In general, the source is more variable and shows a harder spectrum during higher intensities than when it is in lower states. The spectrum is very complex and cannot be fitted adequately by a broken power law or a continuously curved model. We find that the flux variations on time scales of a few thousand seconds are associated with significant and complex spectral changes. The cross correlation analysis shows that the soft and hard band light curves are often well correlated near zero lag, in other cases the hard band variations lead the soft band variations by typically ~5 min, in two cases we find the soft band leading the hard band variations.
Es ist schwierig, daraus die zugrunde liegenden physikalischen Emissionsprozesse abzuleiten. Für das zur Zeit favorisierte Stoßwellen-Modell der Jets implizieren die Ergebnisse, dass wir entweder die Emission von mehreren Stoßwellen mit sehr versedenen physikalischen Parametern beobachten oder dass wir die Emission von ähnlichen Stoßwellen sehen, die sich in versedenen Stadien ihrer zeitlichen Entwicklung befinden. All diese temporären Variationen werden dann noch durch relativistische Doppler- und Laufzeiteffekte verschmiert.


It is difficult to deduce uniquely the underlying physical parameters for the emission process. For the currently favoured "shock-in-jet" model for the BL Lac emission the results imply that we are seeing the emission from multiple shocks that have either largely different physical parameters or that we detect the emission from similar shocks at very different states of their evolution, heavily confused by relativistic beaming and time dilatation effects.

Röntgen-Leuchtkraft-Funktion und Evolution der ROSAT Bright Survey BL Lac Objekte /
X-ray Luminosity Function and Evolution of the ROSAT Bright Survey BL Lac Objects

BL Lac Objekte stellen eine besondere, aber gleichzeitig relativ seltene Art im Zoo der Galaxien dar, die von einem super-massiven Schwarzen Loch in ihrem Zentrum angetrieben werden. Ihre wesentlichen Eigenschaften können weitgehend im Rahmen des AGN Standardmodels erklärt werden. Im Einzelnen gibt es jedoch noch viele offene Fragen. Es ist daher von Interesse, die Röntgen-Leuchtkraft-Funktion der BL Lac Objekte, sowie ihre kosmologische Evolution mit derjenigen typischer Aktiver Galaxien zu vergleichen. BL Lac objects represent a distinctive but relatively rare species in the zoo of super-massive black hole powered galaxies. Their observed properties, in broad terms, can be understood in the framework of the unified model of AGN. However, many details are not well understood. It is therefore of interest to compare the X-ray luminosity function of BL Lac objects and its cosmological evolution with that of more common AGN.
Abb. 2-67: Die radio bis röntgen Breitband-Spektren der RBS BL Lac Objekte sind anhand der Breitband-Spektralindices alphaox und alpharo charakterisiert. Die gestrichelte Linie entspricht einem Breitband-Spektralindex von alpharx=0.75 und repräsentiert die Trennungslinie zwischen Röntgen- und radio-selektierten BL Lac Objekten. Objekte mit neu bestimmten Rotverschiebungen sind als blaue Rauten widergegeben. Rote Dreiecke bezeichnen Objekte, die auch Bestandteil der ausführlich untersuchten D40 EMSS Stichprobe sind. Andere RBS BL Lac Objekte sind als grüne Punkte dargestellt. Objekte deren alpharo Werte anhand von oberen Flussgrenzen im Radiobereich bestimmt wurden, sind mit nach unten zeigenden Pfeilen versehen.

Fig. 2-67: The radio to X-ray broadband spectral properties of the RBS BL Lac objects are expressed through their broadband spectral indexes aox and aro. The dashed line corresponds to arx=0.75 and marks the boundary between X-ray and radio-selected BL Lac objects. Objects with newly determined redshifts are represented as blue diamonds. Red triangles refer to objects that are also part of the D40 EMSS BL Lac sample. Other RBS BL Lac objects are marked as green dots. Objects where aro was calculated from radio flux upper limits are marked by downward pointing arrows.

Wir berichten über die optische Spektroskopie von BL Lac Objekt-Kandidaten der ROSAT Bright Survey (RBS) und über unsere Analyse der Röntgen-Leuchtkraft-Funktion und ihrer Evolution auf der Basis von 140 RBS BL Lac Objekten mit bekannter Rotverschiebung. Dies stellt eine der größten Stichproben Röntgen-selektierter BL Lac Objekte mit bekannter Rotverschiebung dar und wir können engere Fehlergrenzen für die Evolution der Röntgen-Leuchtkraft-Funktion dieser Objekte angeben, als dies bisher möglich war. Abb. 2-67 zeigt die Breitband-Spektraleigenschaften der RBS BL Lac Objekte. We report on optical spectroscopy performed on BL Lac object candidates from the ROSAT Bright Survey (RBS) and on our analysis of the X-ray luminosity function and its evolution, based on 140 RBS BL Lac objects with known redshfits. This represents one of the largest samples of X-ray selected BL Lac objects with known redshifts, and we can place tighter bounds on the evolution of the X-ray luminosity function of these objects than was previously possible. We find that the sample is consistent with no cosmological evolution. We show the broadband spectral properties of the RBS BL Lac objects in Fig. 2-67.
Wir haben eine Teilmenge von 87 dieser Objekte mit ROSAT Zählraten > 0.2 counts s-1 im harten Band (0.5-2.0 keV) benützt, um deren Röntgen-Leuchtkraftfunktion (Abb. 2-68) und Evolution zu bestimmen. Die Stichprobe ist statistisch mit keiner kosmologischen Evolution verträglich. Positive Evolution von der Größe, wie sie bei der Röntgen-Leuchtkraft-Funktion von AGN beobachtet wird, kann mit einer Zuverlässigkeit von 3 sigma ausgeschlossen werden. Es ist noch nicht klar, wie dieses Beobachtungsergebnis am besten mit dem Standardmodell in Einklang gebracht werden kann. We used a subset of 87 of these objects with ROSAT hard band (0.5-2.0 keV) count rates > 0.2 counts s-1 to determine the X-ray luminosity function (Fig. 2-68) and evolution properties. The sample is statistically consistent with no cosmological evolution. Positive evolution of the magnitude observed in the AGN X-ray luminosity function can be excluded at the 3 sigma level. It is still an open issue how this observational fact is best reconciled with the unified model.
Abb. 2-68: Gebinnte Röntgen-Leuchtkraft-Funktion in den Rotverschiebungsinter vallen 0.0-0.2 (Quadrate), 0.2-0.4 (Rauten) und 0.4-0.9 (Dreiecke). Die Leuchtkraft-Funktion wurde anhand von 87 Objekten mit bekannten Rotverschiebungen und einer ROSAT Zählrate im harten Band (0.5-2.0 keV) > 0.2 counts/s unter der Annahme einer Omegam=0.3, OmegaLambda=0.7 Kosmologie bestimmt.

Fig. 2-68: The binned X-ray luminosity function is plotted in the redshift ranges 0.0-0.2 (squares), 0.2-0.4 (diamonds), and 0.4-0.9 (triangles). The luminosity function was constructed from 87 objects with known redshifts and ROSAT hard band (0.5-2.0 keV) count rates > 0.2 counts/s, assuming a Omegam=0.3, OmegaLambda=0.7 cosmology.

[BRINKMANN, BRUNNER, FERRERO, HASINGER, KOMOSSA]


2.3.7 Gamma-Laute AGN / Gamma-Ray Loud AGN

Abb. 2-69: Breitband-Spektren von 6 Blasaren, die von COMPTEL detektiert wurden. Die Spektren von 3C 273, 3C 279, PKS 0528+134 und PKS 1622-297 enthalten nur simultane Messdaten; die beiden anderen nicht. Die Gamma-Emission dominiert in 5 der 6 Quellen.

Fig. 2-69: Broadband SEDs of 6 COMPTEL-detected blazars. The plots of 3C 273, 3C 279, PKS 0528+134 and PKS 1622-297 contain simultaneous measurements, while the other two plots contain non-simultaneous data. The dominance of the gamma-ray emission in 5 out of the 6 sources is obvious.

Um unser Verständnis der Emissionsphysik von gamma-lauten AGN zu erweitern, haben wir Breitband-Spektren von Blasaren erstellt, die von COMPTEL bei MeV-Energien nachgewiesen wurden. Zum ersten Mal konnten 6 solche Spektren erstellt werden, die vom Radio- bis zum gamma-Bereich reichen und zum Vergleich als vFv-Plots dargestellt sind (Abb. 2-69). Mit 3C 273 als Ausnahme sind alle Spektren sehr ähnlich, was darauf schließen lässt, dass auch breitbandig dieselbe Emissionsphysik vorliegt. Die Spektren zeigen 2 Maxima, die im IR und im gamma-Bereich liegen. Die Gamma-Strahlung dominiert den Fluss und zeigt einen spektralen Übergang im MeV-Band (bei etwa 1021 Hz). Wir interpretieren diese spektrale Form als Zeichen von nicht-thermischer Emission, die in einem relativistischen Jet erzeugt wird. Das nieder-energetische Maximum ist synchrotron und das höher-energetische invers-Compton Strahlung. Die Vorherrschaft der beiden Emissionsmechanismen wechselt typisch im UV- weichen Röntgenbereich. 3C 273 zeigt zusätzliche, wahrscheinlich thermische, spektrale Merkmale. Wahrscheinlich zeigt bei 3C 273 der AGN-Jet weiter von unserer Sichtlinie weg, wodurch die nicht-thermische Emission weniger stark verstärkt wird. To generalize our understanding of the emission physics of gamma-ray radiating AGN, we have compiled broad-band spectra of COMPTEL-detected (0.75-30 MeV) blazars. For the first time 6 such spectra could be produced, covering radio to gamma-ray energies, which we show as vFv plots (Fig. 2-69). With the exception of 3C 273, all spectra are similar. They show two broad humps, peaking in the infrared and gamma-ray bands. The gamma-rays clearly dominate the energy flux of these sources, and show a more or less sharp spectral turnover in the MeV band (around 1021 Hz). We interpret these humps as signs of non-thermal emission generated in a relativistic jet. The lower-energy one is due to synchrotron and the high-energy one as inverse-Compton radiation originating from relativistic jet electrons. The dominance of the two spectral components changes within the UV- to soft X-ray band. The blazar 3C 273 shows additional - most likely thermal - spectral features. In this case the AGN jet is probably more offset to our line of sight, resulting in a lower "Doppler-boosting" of the non-thermal emission.
Abb. 2-70: Simultane EGRET und COMPTEL Spektren von 4 unidentifizierten EGRET Quellen sind dargestellt. Die durchgezogenen grünen Linien zeigen die im EGRET Bereich (>100 MeV) best-fittenden Potenzgesetze, die gestrichelten grünen Linen die ± 1 sigma Grenzen der Potenzgesetzform und die gepunkteten Linien die jeweilige Extrapolation in den MeV Bereich. Die simultanen COMPTEL Flüsse (Datenpunkte oder 2 sigma obere Grenzen) sind in rot gezeichnet. Ein Beispiel von jeder der im Text beschriebenen 4 Gruppen ist gezeigt.

Fig. 2-70: Combined EGRET and COMPTEL spectra of 4 unidentified EGRET sources. The solid green lines show the best-fit EGRET power-law shape at energies above 100 MeV, the dashed green lines are the ±nbsp;1 sigma boundaries on the power-law shape, and the dotted lines the extrapolations below 100 MeV. The simultaneous COMPTEL flux measurements (data points or 2 sigma upper limits) are plotted in red. One example from each of the 4 categories described in the text is shown in the figure.

Der Nachweis von vielen unidentifizierten gamma-Quellen war eine der wichtigsten Entdeckungen des Compton Gammastrahlen-Observatoriums (CGRO). Von 271 Quellen, die EGRET bei Gamma-Energien >100 MeV nachgewiesen hat, sind ~170 bisher nicht identifiziert. Die meisten davon sind wahrscheinlich AGN, Pulsare oder Mikro-Quasare. Um zusätzliche Informationen über diese Quellen zu erhalten, haben wir für jede einzelne die zeitgleichen COMPTEL MeV-Daten analysiert. Danach haben wir die erarbeiteten Flüsse bzw. oberen Flussgrenzen mit der Extrapolation der publizierten EGRET Spektren verglichen. Unsere Ergebnisse (Abb. 2-70) können in 4 Gruppen eingeteilt werden. Bei 120 Quellen können wir nur obere, nicht einschränkende, Flussgrenzen erarbeiten, die konsistent mit der Extrapolation der EGRET Spektren sind. Wir detektieren (>= 2 sigma Signifikanz) ~20 Quellen, deren Flüsse konsistent mit den Erwartungen aus dem EGRET-Bereich sind. Die EGRET Spektren setzen sich ohne offensichtliche Änderungen in den MeV-Bereich hinein fort. Wir finden 2 Quellen, deren MeV Flüsse über der EGRET Extrapolation liegen, ähnlich der sogenannten "MeV-Blasar" Klasse von AGN. Schließlich gibt es noch ~30 Quellen deren obere Flussgrenzen unterhalb der EGRET Extrapolation liegen, was einen spektralen "Knick" im MeV Band erforderlich macht. Diese Eigenschaft ähnelt den typischen Spektren der Gamma-Blasare. Somit können wir für insgesamt 40-50 unidentifizierte EGRET Quellen ergänzende und weiterführende spektrale Informationen im benachbarten Gamma-Band liefern. Diese, zusammen mit anderen Quelleigenschaften (z.B. Variabilität) könnten für einige Quellen Rückschlüsse auf deren physikalische Natur erlauben. A major legacy of CGRO has been the detection of a large number of unidentified gamma-ray sources. Out of the 271 sources detected by EGRET at energies above 100 MeV, the nature of ~170 has not been identified. Most are likely AGN, pulsars, or micro quasars. To provide additional information on these unidentified EGRET sources, we derived simultaneous MeV fluxes or flux limits for each source by analysing the contemporaneous COMPTEL data. Then we compare these flux values to the extrapolations of the published EGRET spectra. Our results (Fig. 2-70) are grouped into 4 categories. For 120 sources, we could only derive non-constraining upper limits. These limits are consistent with the extrapolations of the EGRET spectra into the MeV band. We detect (>= 2 sigma) ~20 sources. Their MeV fluxes are consistent with the EGRET extrapolations, showing that the measured EGRET spectra extend into the MeV band without any obvious spectral change. We detect two sources with MeV fluxes above what is expected from the EGRET spectra, reminiscent of a specific AGN class called "MeV blazars". Finally, we find about 30 sources whose upper flux limits are below the expected fluxes from the EGRET spectra, requiring a spectral "break" at MeV energies. This spectral feature resembles that of typical gamma-ray blazar spectra. In summary, for about 40-50 of the unidentified EGRET sources we can provide supplementary spectral information in the neighbouring gamma-ray energy band. This and other parameters (e.g. spectral shape, variability) may for some individual sources provide clues to the underlying source nature.
[COLLMAR, SCHÖNFELDER, ZHANG]


2.3.8   Entstehung und Entwicklung von Galaxien /
Formation and Evolution of Galaxies

Rekonstruktion der Sternentstehungsgeschte naher Galaxien /
Star Formation History through Fossil Records of Nearby Galaxies

Die alten Sterne einer Galaxie enthalten Hinweise auf die Entstehungsgeschte dieses Systems. Löst man also nahe Galaxien in ihre Einzelsterne auf, so kann man die beobachtete Parameterverteilung dieser Sterne vergleichen mit theoretischen Vorhersagen, welche auf dem erreichten Verständnis der stellaren Entwicklung basieren. Dabei müssen diese Modelle sowohl die beobachterischen Fehler und Auswahleffekte berücksichtigen als auch die Metallizität und Distanz der betrachteten Galaxie. Die aus den Beobachtungen entnommene Helligkeit der hellsten roten Riesensterne gibt mit guter Genauigkeit einen Hinweis auf die Distanz der Galaxie und die Streubreite der Farben der Roten Riesen in einem Farben-Helligkeitsdiagramm erlaubt, die Metallizität der alten Sterne abzuschätzen. Damit verbleibt als wesentlicher freier Parameter des Models die zu Grunde gelegte Sternentstehungsgeschte. Die Aussagekraft dieses Ansatzes hängt wesentlich von der Qualität der Beobachtungen ab. Ein sicher nachgewiesener Roter Riesenast im Farbenhelligkeitsdiagramm erlaubt, die Geschte bis zu einer Milliarden Jahre zurück zu verfolgen, der Nachweis des sogenannten Horizontalastes bzw. des sogenannten "red clump" erschließt sie bis zu vielen Milliarden Jahren, der Nachweis von Sternen des Abknickpunktes der Hauptreihe erlaubt den Nachweis über fast das ganze Alter des Universums. The stellar population of galaxies contains the fossil record of their formation and assembly. Resolving nearby galaxies into individual stars enables us to compare the observed distribution in a colour-magnitude diagram with theoretical predictions based on stellar evolutionary models. These model predictions account for observational selection effects and photometric errors, as well as the metallicity and distance of the galaxy. The observed position of the tip of the red giant branch fixes the distance modules while the width of this branch indicates the metallicity of the old population. The comparison between observations and models thus allows us to estimate the star formation history. The power of this method depends on the detail and quality of the observations. Securely identified red giant branches provide a means to investigate the star formation history to 1 Gyr. Detecting the so-called "red clump" and horizontal branch stars extend this to several Gyr, while detecting the turn-off of the main sequence further extends the history to nearly a Hubble time.
Wir haben diese Methode für sogenannte Blaue Kompakte Zwerggalaxien (BCD) entwickelt und angewandt. Abb. 2-71 zeigt ein Beispiel für eine Galaxie in einer Distanz von ca. 7 Mpc. Wir haben diese Vorgehensweise sowohl auf optische wie auf nah-infrarote Beobachtungen des Hubble Space Teleskops (HST) erfolgreich angewandt. BCD Galaxien sehr geringer Metalitztät sind des öfteren verdächtigt worden, junge Galaxien zu sein, die heute ihre erste Sterngeneration bilden. Wir konnten jedoch nachweisen, dass alle diese Galaxien eine alte Sternkomponente beinhalten. So haben wir beispielsweise an Hand von HST Beobachtungen den Horizontalast in der extrem metall-armen Galaxie LeoA nachgewiesen, einer irregulären Galaxie der lokalen Gruppe, die bislang als "jung" eingeschätzt wurde. Während also das hierarsche Entwicklungsschema der Galaxien junge Galaxien im lokalen Universum zulässt ist bislang nicht eine einzige junge Galaxie gefunden worden. We have developed and applied the method mostly for blue compact dwarf galaxies (BCD). Fig. 2-71 gives an example for a galaxy with a distance of ~7 Mpc. We applied our model to optical and near infrared data from the Hubble Space Telescope (HST). Low metallicity BCDs are often believed to be local primeval galaxies that are just now forming their first generation of stars. Our results, however, show that these systems do in fact contain an old stellar component. For example, with HST WFPC2 data we have detected the horizontal branch population in the halo of LeoA, a very low metallicity Local Group dwarf irregular galaxy. While the hierarcal clustering scheme of galaxy formation and evolution allows for young galaxies, not a single one has been found in the local universe.
Abb. 2-71: Unsere Beobachtungen der Zwerggalaxie UGCA 290 mit dem Hubble Space Teleskop überdecken neun Größenklassen im I-Band und erlauben eine detaillierte Rekonstruktion der Sternentstehungsgeschte. Die aus Modellen ermittelten synthetischen Farbenhelligkeitsdiagramme (links oben) werden mittels Sternzählungen in den einzelnen Bereichen mit dem beobachteten Diagramm (links unten) verglichen und erlauben den Schluss, dass vor relativ kurzer Zeit die Sternentstehungsrate für ca. 20 Millionen Jahre erhöht war, was die Signaturen produziert, die zur Klassifikation als BCD-Galaxie führen. Die gesamte rekonstruierte Sternentstehungsgeschte (rechts) ist aber über die meiste Zeit auf einer etwas geringeren Rate weitgehend konstant gewesen.

Fig. 2-71: Our Hubble Space Telescope single-star photometry for UGCA 290 extends over nine magnitudes in I, and allows a detailed study of its star formation history. Using synthetic magnitude-magnitude diagrams (top left) in comparison to observed CMDs (top right) and number counts (bottom left), we have shown that the recent "burst" which gives this galaxy its BCD status is a moderate enhancement in star formation that lasted for approximately 20 Myr (right). The star formation history for most of the previous billion years is consistent with a constant rate.

Ein weiteres Problem des hierarschen Entwicklungsmodels ist die sogenannte Zwerggalaxien-Krise: Das Model sagt weit mehr Zwerggalaxien als Trabanten großer Galaxien wie der Milchstrasse voraus als beobachtet werden. Kürzlich wurde nunmehr vorgeschlagen, einen Teil der seit langem aus der Radioastronomie bekannten kompakten Hochgeschwindigkeitswolken (HVC) als die fehlenden Zwerggalaxien zu identifizieren. Wir haben das ESO VLT mit dem FORS Instrument benutzt, um auf tiefen Aufnahmen nach einer stellaren Population der am besten geeigneten Kandidaten zu suchen und damit die Distanz der Wolken abzuleiten, was wiederum einen Test der Hypothese erlaubt. Es wurde keine stellare Population nachgewiesen und die sorgfältigen Tests schließen jede prominente Population in den Wolken aus. Die HVC sind also entweder reine Gaswolken im Halo der Milchstrasse oder kleine Halos aus dunkler Materie und Wasserstoffgas, die nie Sterne formten. Another puzzle of the hierarcal clustering scheme is the so-called dwarf galaxy crisis: far more dwarf galaxies are predicted in the surroundings of big galaxies like the Milky Way than are actually observed. Recently, it was proposed that some of the long-known high-velocity HI clouds (HVC), namely those with a compact core, could be associated with small dark matter halos and represent the missing dwarfs. We have used FORS on the ESO VLT to search for an intrinsic stellar population to determine the distance for these clouds to test this theory. We have not detected any stellar features, and our robust upper limits rule out a major stellar population in these HI clouds. Thus, they are either gaseous phenomena of the Milky Way halo or dark matter halos that never formed any stars.
Bislang wurden Studien der Sternentstehungsgeschte sowohl von uns als auch weltweit primär auf Zwerggalaxien angewandt, da die bisherigen Limitierungen im Gesichtsfeld existierender Kameras keinen repräsentativen Anteil massiver Galaxien aufzeichnen können. Zwerggalaxien tragen aber nur einen kleinen Teil zur gesamten Sternentstehungsgeschte des Universums bei. Moderne, bodengebundene Kameras mit großem Gesichtsfeld, wie sie etwa für das LBT geplant sind, werden es erlauben, diesen methodischen Ansatz effizient auf die nahen, großen elliptischen und Spiralgalaxien zu übertragen.


Both our population analyses and those of other teams have been restricted mostly to dwarf galaxies because of the limited fields of view of the current cameras. Dwarf galaxies provide only a minor contribution to the total star formation history of the universe, however. Modern ground based wide field observing devices like those at the LBT will enable us to apply the method also to larger elliptical and spiral galaxies.

Die Epochen der Entstehung von elliptischen Galaxien /
The Epochs of Elliptical Galaxy Formation

Abb. 2-72: Elementverhältnis [alpha/Fe] als Funktion von Geschwindigkeitsdispersion sigma und mittlerem Alter. Blaue und rote Symbole sind jeweils Feld- und Haufengalaxien. Dreiecke sind S0, Kreise elliptische Galaxien. Die beiden Quadrate sind die Zentralgalaxien des Coma-Haufens. Mittlere Alter und Element-Verhältnisse sind mit unseren SSP Modellen abgeleitet. Galaxiendaten sind von Gonzalez (1993), Mehlert et al. (2003), und Beuing et al. (2002).

Fig. 2-72: Element abundance ratios [alpha/Fe] as functions of velocity dispersions sigma and mean age. Blue and red symbols are field and cluster early-type galaxies, respectively. Triangles are lenticular, circles elliptical galaxies. The two squares are the Coma cD galaxies NGC 4874 and NGC 4889. Mean ages and abundance ratios are derived with our [alpha/Fe] enhanced SSP models. Galaxy data are taken from Gonzalez (1993), Mehlert et al. (2003), and Beuing et al. (2002).

Wir bestimmen die mittleren Alter und Elementhäufigkeiten von 126 elliptischen Galaxien, indem wir deren Absorptionslinien Indizes mit unseren neuen Populations Synthese Modellen analysieren. Es stellt sich heraus, dass das Element-Verhältnis [alpha/Fe] klar mit der Geschwindigkeitsdispersion korreliert ist (Abb. 2-72). Nullpunkt, Steigung und Streuung dieser Korrelation sind unabhängig von der Umgebungsdichte. Das [alpha/Fe] Verhältnis korreliert auch mit dem mittleren Alter der Galaxien, so dass Objekte mit hohen [alpha/Fe] Verhältnissen relativ alt sind, und umgekehrt. Dieses Ergebnis ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass die relativ hohen [alpha/Fe] Verhältnisse in elliptischen Galaxien eher durch kurze Sternentstehungszeitskalen als durch eine Abflachung der Anfangsmassenfunktion erzeugt worden sind. Ein nicht zu vernachlässigender Anteil (~15%) von S0 Galaxien, Feldellipsen, und den zentralen Coma Galaxien weicht von diesem Trend ab. Dies kann verstanden werden, wenn man annimmt, dass sich in diesen Galaxien ein geringer Teil der Sterne (~1%) erst vor relativ kurzer Zeit (d.h. vor etwa 0.2-1 Milliarden Jahren) gebildet hat. With a new set of alpha/Fe-enhanced population synthesis models, we derive mean ages and element abundances from absorption line indices for 126 cluster/field early-type galaxies. We find a clear correlation between [alpha/Fe] and velocity dispersion (Fig. 2-72). The zero-point, slope, and scatter of this correlation are independent of the environment. The [alpha/Fe] ratios and mean ages of elliptical galaxies are well correlated, i.e. galaxies with high [alpha/Fe] ratios have also high average ages. This result strongly reinforces the view that the [alpha/Fe] element enhancement in ellipticals is produced by short star formation timescales rather than by a flattening of the initial mass function. A non-negligible fraction (~15%) of lenticular galaxies, field ellipticals, and the Coma cDs deviate from this trend, which we can explain, assuming they have suffered from a very recent (0.2-1 Gyr ago) minor (~1% in mass) star formation episode.
Mit Hilfe von Modellen, die die chemische Entwicklung von Galaxien beschreiben können nun die Korrelationen aus Abb. 2-72 in Sternentstehungszeitskalen übersetzt werden. Dies ermöglicht es uns, die Epochen der wesentlichen Sternentstehung als Funktion der Geschwindigkeitsdispersion zu ermitteln. Es stellt sich heraus, dass die Entstehungszeitskalen von massereichen Galaxien kürzer sind, und dass sie sich bei einer höheren Rotverschiebung bilden (Abb. 2-73). Diese Beobachtung steht in klarem Widerspruch zu den Vorhersagen von theoretischen Modellen, die Galaxienentstehung in einen hierarschen Kontext zu beschreiben versuchen. By means of chemical evolution models, the relations in Fig. 2-72 are translated into star formation timescales and the epochs of the main star formation episode as functions of velocity dispersion. We find that the more massive the galaxy, the shorter the formation timescale and the higher the formation redshift (Fig. 2-73), in conflict with the predictions from models of hierarcal galaxy formation.
Abb. 2-73: Sternentstehungsgeschte von elliptischen Galaxien mit versedenen Geschwindigkeitsdispersionen (d.h. Massen).

Fig. 2-73: Star formation histories derived for elliptical galaxies of various velocity dispersions (i.e. masses).

Abb. 2-74: Absorptionslinienindizes Mgb gegen <Fe>. Daten für elliptische Galaxien (kleine offene Symbole) sind von Gonzalez 1993, Kuntschner 2000, Mehlert et al. 2000 und Beuing et al. 2002. Unsere Kugelhaufen sind die roten Symbole. Blaue Linien: Herkömmliche Populationssynthese-Modelle für das Alter 3, 5, 10, 12 und 15 Gyr (von links nach rechts), und die Metallizitäten [Fe/H]=(-2.25; -1.35; -0.55; -0.33; 0.00; 0.35; 0.67 (von unten nach oben). Schwarze Linien: unsere neuen Modelle mit den selben Metallizitäten wie oben, 12 Gyr, und den Elementverhältnissen [alpha/Fe] = 0.0, 0.3, 0.5.

Fig.2-74: Mgb vs. average <Fe> diagram of elliptical galaxies (small open symbols, from Gonzalez 1993, Kuntschner 2000; Mehlert et al. 2000; Beuing et al. 2002). Our Bulge GCs are the red symbols. Blue lines: standard SSP models with ages 3, 5,10, 12 and 15 Gyr, from left to right, and metallicities [Fe/H]=
(-2.25; -1.35; -0.55; -0.33; 0.00; 0.35; 0.67), from bottom to top. Black lines: 12 Gyr SSP models with same total metallicities, but variable [alpha/Fe] = (0.0, 0.3, 0.5).

Mit Hilfe von Populationssynthese Modellen können das Alter und die Metallizitäten von Sternpopulationen in Galaxien bestimmt werden. Durch die Messung der Absorptionslinienstärken von Magnesium und Eisen haben Worthey und Kollegen herausgefunden, dass elliptische Galaxien sehr wahrscheinlich überhäufig in sog. leichten Elementen relativ zur Sonne sind (Abb. 2-74). Dieses Ergebnis deutet auf sehr kurze Entstehungszeitskalen (t~1 Gyr) dieser Galaxien hin, was nur schwer mit der Theorie der hierarschen Galaxienentstehung in Einklang zu bringen ist. Die Abschätzung der Elementhäufigkeiten war bisher allerdings noch sehr qualitativ, da sie mit Modellen durchgeführt wurde, die eine Vielzahl von versedenen Element-Verhältnissen widerspiegeln und insbesondere bei hohen Metallhäufigkeiten nicht kalibriert sind. Unser Team ist nun in der Lage, diesen Vorbehalt aufzulösen. Wir haben neue Populationssynthese-Modelle mit wohl definierten Elementverhältnissen entwickelt. Wichtig ist, dass wir diese Modelle mit neuen Daten von Kugelhaufen aus unserer Galaxis kalibriert haben. Kugelhaufen sind ideal für diesen Zweck, da die chemische Zusammensetzung ihrer Sterne und auch ihr Alter durch detaillierte hochauflösende Spektroskopie von Einzelsternen bekannt ist. Mit unseren neuen Modellen für erhöhte [alpha/Fe] Verhältnisse sind wir nun in der Lage, die Stärken der Absorptionsindizes von Kugelhaufen exakt zu reproduzieren. Diese Modelle ermöglichen es auch zum ersten Mal, die Mg- und Fe-Indizes von elliptischen Galaxien quantitativ zu erfassen. Wir kommen zu dem Schluss, dass elliptische Galaxien tatsächlich sehr hohe [alpha/Fe] Element-Verhältnisse haben, die in der Theorie der Galaxienentstehung unbedingt berücksichtigt werden müssen.


We are using synthesis models of Simple Stellar Populations (SSPs) to estimate ages and metallicities of galaxies. By measuring the line strength of Magnesium and Iron (Lick Mgb and Fe indices), Worthey and his collaborators have found that elliptical galaxies are likely overabundant in light elements (Fig. 2-74). This almost inevitably implies short star formation timescales (t~1 Gyr), which are difficult to reconcile with hierarcal galaxy formation models. However, the above conclusion is largely qualitative because standard SSP models use ingredient stars that have a variety of element abundances (from GCs to Milky Way disk stars), and they are not calibrated at high metallicities. Our team is now able to assess this issue. First, we compute new-generation SSP models that have well defined element abundance ratios [alpha/Fe] for given total metallicity. We then calibrate these models with our newly obtained data of globular clusters of the galactic Bulge. These objects are the ideal calibrators because their detailed chemical compositions and ages are known from stellar spectroscopy and their metallicities are high enough (up to ~Zsol) to be relevant to ellipticals. The new models are excellent representations of the Bulge GCs as a coeval sequence of 0.3-enhanced stellar populations with various total metallicities. This is in agreement with the results of stellar spectroscopy. Our enhanced models reach for the first time the region of the diagram occupied by elliptical galaxies. We conclude that super-solar abundance ratios in ellipticals are real, and have to be taken into account to constrain the star formation histories of these galaxies.

Kugelhaufen und die Entwicklung von Galaxien /
Globular Clusters: A Key to Galaxy Evolution

Abb. 2-75: Absorptionslinienindizes Mgb gegen <Fe> von extragalaktischen Kugelhaufen (gefüllte Symbole) in unserem Sample von elliptischen Galaxien: NGC 3115 (pink), NGC 5846 (grün), NGC 7192 (türkis). Offene Symbole zeigen die Indizes des integrierten Lichts der Galaxien (NGC 3115 von Trager et al. 1998; NGC 5846 von Gonzalez 1993; NGC 7192 von Beuing et al. 2002). Die Linien sind unsere neuen Populationssynthese-Modelle für die Element-Verhältnisse [alpha/Fe] = 0.0, 0.3, 0.5.

Fig. 2-75: Mgb vs.<Fe> for extragalactic GCs (filled symbols) in our sample of early-type galaxies: NGC 3115 (magenta), NGC 5846 (green), NGC 7192 (cyan). Open symbols show the indices of the galaxy integrated light (NGC 3115 from Trager et al. 1998; NGC 5846 from Gonzalez 1993; NGC 7192 from Beuing et al. 2002). Solid black lines are our stellar population models for 12 Gyr and three different values of the alpha/Fe element ratio (0.0, 0.3, 0.5), with zero being the solar value.

Eine wesentliche Einschränkung bei der Beobachtung von Galaxien außerhalb der Lokalen Gruppe ist, dass es nicht möglich ist, sie in Einzelsterne aufzulösen, sondern nur das diffuse Licht vieler Sterngenerationen analysiert werden kann. Kugelhaufen helfen, dieses Problem zu lösen, da sie um Größenordnungen heller sind, trotzdem aber jeweils nur eine Sterngeneration repräsentieren. Mit dem FORS2 Spektrographen am VLT haben wir erstmals ein großes Sample von Kugelhaufen in elliptischen Galaxien beobachtet. Eine erste Analyse zeigt die Abb. 2-75. Das wichtigste Ergebnis ist, dass die Kugelhaufen in elliptischen Galaxien ähnlich wie das diffuse Licht überhäufig in leichten Elementen sind, und somit die Existenz von Sterngenerationen mit hohen [alpha/Fe] Elementverhältnissen bestätigt wird. The main drawback of studying galaxies through their diffuse light is the incapability to resolve individual stellar generations. Globular clusters offer a solution to this problem, because they are prototypical Simple Stellar Populations, which can provide information about the global star-formation history of the galaxies themselves. Here we present for the first time absorption line indices of a large sample of globular clusters in elliptical and lenticular galaxies. We obtained the data with FORS2 at the VLT. A first analysis on three galaxies is shown in Fig. 2-75. The result is that these external globular clusters are likely to be as overabundant in light elements as Milky Way globular clusters. The most metal-rich globular clusters (Mgb>4) are consistent with the diffuse galaxy light.
[BENDER, HOPP, MARASTON, THOMAS]

MPE Jahresbericht 2002 / MPE Annual Report 2002


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