MPE Jahresbericht 2002 / MPE Annual Report 2002

2.   Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

2.4   Grossräumige Struktur und Kosmologie /
Cosmology and Large-Scale Structure

Die interessantesten Entwicklungen der auf Beobachtungen gegründeten Kosmologie betreffen die immer präziser werdenden Tests kosmologischer Modelle und die Möglichkeit, die Bildung und Entwicklung von Galaxien zu immer früheren Epochen hin zu verfolgen. In den letzten Jahren haben wir damit begonnen, die Population von sehr entfernten Galaxien zu charakterisieren, bei Rotverschiebungen von 5 bis 6 durch geeignete Farbauswahl von Galaxien in ultratiefen Durchmusterungen, bei Rotverschiebungen von z=3 bis 4 durch die sogenannte Ly-Break-Technik und durch sub-mm Beobachtungen, zwischen z=1 und 2 im nahen und mittleren Infrarotbereich, und bei geringerer Rotverschiebung durch detaillierte Studien. Aus diesen Ergebnissen entsteht ein Bild der Bildungsgeschte von Galaxien und ihren zentralen, massiven Schwarzen Löchern. Einige der interessantesten Forschungsergebnisse, die am MPE erzielt wurden, kommen aus diesen Anstrengungen im Optischen, Infraroten und sub-mm Bereich. Darüber hinaus liefern die tiefsten je durchgeführten Röntgenbeobachtungen nicht nur Einblick in die Entwicklung der Aktivität von zentralen schwarzen Löchern in Galaxien, sondern es deutet sich auch eine Verbindung an zwischen dem Entwicklungsmodell und dem Vereinheitlichungsmodell der versedenen Erscheinungsformen von AGN (aktiven galaktischen Kernen) zu einem einheitlichen unterliegenden physikalischen Modell. The two currently most fascinating developments in obser vational cosmology are the increasingly precise tests of cosmological models and the possibility to trace galaxy formation and evolution through cosmic epochs to earlier and earlier times. In the last years we have started to characterize the galaxy population of distant galaxies at redshift between 5 and 6 through careful color selection in ultradeep surveys, at redshifts from z=3 to 4 by so-called Ly-break techniques and by sub-mm obser vations, between z=1 and 2 in the near and mid-infrared, and at lower redshifts with more detailed studies. As a result a detailed picture of the history of galaxy formation and the evolution of their central black holes is emerging. Some of the most interesting results of research at MPE come from these efforts in optical, infrared, and sub-mm obser vations. In addition the deepest X-ray obser vations ever conducted are now providing insight not only into the evolution of the activity of massive black holes in galaxies but also a connection of this evolution with the unification models which aim to describe the widely varying AGN (active galactic nuclei) phenomena with an unified under-laying physical model.
Die massivsten Objekte im Universum, die Galaxienhaufen, haben sich im Vergleich zu Galaxien erst in jüngerer Zeit gebildet. Am MPE untersuchen wir die Struktur und Entwicklung dieser Objekte bei niedrigerer Rotverschiebung - gewinnen dabei aber durch fossile Spuren auch Einsichten in frühe Phasen der Galaxienentwicklung. Darüber hinaus bieten diese massivsten, klar definierten Objekte eine ideale Möglichkeit, die großräumige Struktur der Materieverteilung im Universum zu vermessen und zu studieren. Der Fortschritt in unseren Himmelsdurchmusterungen von Galaxienhaufen liefert dabei neue und engere Einschränkungen für mögliche kosmologische Modelle und zur Natur der Dunklen Materie und Dunklen
Energie. Im folgenden ausführlicheren Bericht folgen wir den Studien von den entferntesten Beobachtungen zu den kleineren Rotverschiebungen.


The most massive objects in the Universe, galaxy cluster, have formed more recently than most of the galaxies. At MPE we study the structure and evolution of these objects at lower redshifts - but part of the insights we obtain yield fossil records of the early episodes of galaxy formation. In addition these most massive clearly defined objects provide an ideal means to characterize and study the large-scale structure in the matter distribution of our Universe. Progress in our galaxy clusters surveys and their analysis provide new and tighter constraints on cosmological models and the nature of dark matter and dark energy. The following detailed report traces these studies from high to lower redshifts.

2.4.1   Galaxienbildung und -entwicklung bei hoher Rotverschiebung /
Galaxy Formation and Evolution at high Redshift

Lyman Break-Galaxien bei z > 5 und die Ursachen der Reionisation /
Lyman Break Galaxies at z > 5 and the Sources of Reionization

Aus sehr tiefen R-, I- und z-Band-Aufnahmen eines Feldes von ~42 Quadratbogenminuten haben wir mögliche sternbildende Galaxien und AGN bei z > 4.8 auf Grund der starken R- und I-Band Helligkeit ausgewählt (R-I)AB > 1.5 (Abb. 2-76). Tiefe Spektroskopie By carrying out extremely deep R, I and z-band imaging of a ~42 square arc-minute field we selected candidate star-forming galaxies and AGN at z > 4.8, by the presence of a strong break between the R and I band magnitude in their spectral energy distributions
Abb. 2-76: Echtfarbenbilder (R, I, und z) von sechs Galaxien mit spektroskopischen Rotverschiebungen (unten links in jedem Einzelbild notiert). Der kleine Kreis in jeder Aufnahme hat einen Durchmesser von 2".

Fig. 2-76: True colour images (R, I and z) of 6 galaxies with spectroscopic redshifts (indicated at the bottom left of each individual image). The small circle in each image is 2" in diameter.

für einige dieser farbselektierten Quellen ergibt für die Mehrheit Rotverschiebungen von z=4.8 bis 5.8. Alle zeigen eine starke Emissionslinie bei 7000-8400 Å, vermutlich Ly-alpha, mit einem spektroskopisch sichtbaren Kontinuumssprung über die Linie hinweg (Abb. 2-77). Die Linienflüsse liegen zwischen ~10-18 und einigen 10-17 erg cm-2 s-1 entsprechend Leuchtkräften um 1042-43 erg s-1 für Ly-alpha und Sternbildungsraten von einigen Zentel bis ~20 Msol pro Jahr. Ein weiteres Emissionslinienobjekt ohne erkennbares Kontinuum wurde zufällig spektroskopisch entdeckt. Es muss entweder eine [OII]-Quelle bei z=1.5 oder eine Ly-alpha-Quelle bei z=6.6 sein. Wenn diese Galaxie bei z=6.6 läge, wäre sie die entfernteste zur Zeit bekannte Galaxie. Keine aktiven Galaxienkerne mit breiten Linien (QSOs) wurden gefunden. Dies ist die gegenwärtig requiring (R-I)AB > 1.5 (Fig. 2-76). Deep spectroscopy of some of these colour selected sources leads to redshifts ranging from z=4.8 to z=5.8 for a majority of the objects. All have a strong emission-line around 7000-8400 Å, presumably Ly-alpha with a spectroscopically detected continuum break across the line (Fig. 2-77). The line fluxes range between ~10-18 and few x 10-17 erg cm-2 s-1 suggesting luminosities of around 1042-43 erg s-1 for Ly-alpha and star formation rates of a few tenths to ~20 Msol per year. A further line-emitting object with no detectable continuum was incidentally detected by spectroscopy. This is either a low mass [OII] emitter at z=1.5 or a Ly-alpha emitter at z=6.6. If the galaxy is at z=6.6, this would be the most distant galaxy currently known. No broad-line active galactic nuclei (QSOs) were detected. This currently represents the largest
Abb. 2-77: Zwei Spektren farbselektierter Galaxien mit Rotverschiebungen um 5.8 zeigen die charakteristische Asymmetrie durch Absorption durch neutralen Wasserstoff auf der blauen Seite des Linienprofils. In Verbindung mit dem großen Farbsprung in R-I belegt diese Asymmetrie die hohe Rotverschiebung.

Fig. 2-77: Two spectra of colour selected galaxies with redshifts around 5.8 which show the characteristic asymmetry due to neutral hydrogen absorption of the blue side of the line profile. Such asymmetry in combination with the large colour break in R-I suggest these are bona fide high redshift sources.

größte Stichprobe von spektroskopisch nachgewiesenen Objekten mit z=5. Im Vergleich der Flächendichte dieser Quellen bis hinunter zu MAB(1700 Å) =-20 mit Erwartungen auf Grundlage der Lyman-Break-Population bei z~3 und 4 finden wir mögliche Anzeichen, dass die Zahl sternbildender Galaxien bei z~5.3 geringer als später und ihre Leuchtkraftfunktion steiler ist. Die UV-Emission durch Galaxien über unserer Flussgrenze genügt nicht, um das durch unser Feld erfasste Volumen bei <z>~5.3 ionisiert zu halten. Diese Galaxien werden innerhalb 300 Millionen Jahren nach der Reionisierungsepoche (z~7) beobachtet, damit bleibt wenig Zeit für Entwicklung der Leuchtkraftfunktion. Das, und das Fehlen von Quasaren, legen nahe, dass der größte Teil des UV-Flusses, der das Universum reionisierte, von schwächeren und masseärmeren Galaxien mit MAB(1700 Å) > -20 stammt.


sample of spectroscopically confirmed sources above z=5. Comparing the surface densities of sources detected this way down to MAB(1700 Å) =-20 with what would be expected from the population of Lyman Break Galaxies detected at z~3 and 4, we find possible evidence that the number of star-forming galaxies at z~5.3 is lower than at later epochs and that the luminosity function is steeper. The UV emission from galaxies brighter than our flux limit is insufficient to keep the volume probed by our field at <z>~5.3 ionized. These galaxies are observed within 300 Myr of the epoch of reionization (z~7), with little time for the luminosity function to evolve. This, and the lack of detected quasars imply that the bulk of the UV flux that reionized the universe came from fainter, lower mass galaxies with MAB(1700 Å) >-20.

Die dynamische Masse einer "Lyman Break-Galaxie" bei z ~ 3 /
The Dynamical Mass of a Lyman break Galaxy at z ~ 3

> Abb. 2-78: CO(3-2)-Spektrum der "Lyman-Break-Galaxie" cB58 mit etwa 50 km/s Auflösung. Geschwindigkeiten im Ruhesystem der Galaxie sind relativ zur Rotverschiebung in der Emissionslinie Halpha angegeben. Die Blauverschiebung von 200km s-1 für CO stimmt hervorragend mit den stellaren Absorptionen im UV überein.

Fig. 2-78: CO(3-2) spectrum of the Lyman break galaxy cB58 at ~50 km/s resolution. Velocities (in the galaxy's rest frame) are relative to the redshift measured from the Halpha emission line; the 200 km s-1 blueshift of the CO puts it in excellent agreement with the rest-UV stellar absorption features.

Galaxien bei hoher Rotverschiebung mit Sternentstehung können durch optische Aufnahmen gefunden werden, die auf die Lyman-Kante, im Ruhesystem im Ultraviolet, abgestimmt sind. Ihre derzeitigen und kürzlichen Sternentstehungsraten können durch bei z=0 geeichte Populationssynthesemodelle bestimmt werden. Im Gegensatz dazu kann die zukünftige Entwicklung der Sternentstehung und die in der heutigen Epoche erwartete Masse nicht direkt aus der UV-Emission bestimmt werden. Wir haben deshalb das IRAM Plateau de Bure-Interferometer (PdBI) benutzt, um nach Moleküllinienemission in der hellsten LBG zu suchen, dem gravitationslinsenverstärkten System cB58. Abb. 2-78 zeigt das Spektrum des CO(3-2)-Übergangs, der bei z=2.7 bei 93GHz beobachtet wird. Die Geschwindigkeitsbreite dieser Linie ist etwa 220 km/s FWHM. Zusammen mit der intrinsischen Größe im UV (abgeleitet aus dem Linsenmodell von Seitz et al. 1998) ergibt sich damit eine dynamische Masse von mindestens 2x1010 Msol. Diese Messung stellt cB58, und damit auch andere LBGs, mitten in den Massenbereich der von massereichen Sphäroiden im nahen Universum besetzt wird. Star-forming galaxies at high redshift can be identified by optical imaging tuned to the (rest-frame ultraviolet) Lyman break feature in their spectra. Their recent histories and current rates of star formation can be constrained from population synthesis models calibrated at z=0. In contrast, their future courses of star formation and eventual masses cannot be determined directly from rest-UV parameters. We have therefore used the IRAM Plateau de Bure interferometer (PdBI) to look for molecular line emission in the brightest known LBG - the gravitationally lensed system cB58. Fig. 2-78 shows the spectrum of the CO(3-2) transition, which for the source redshift of 2.7 is observed at a frequency of 93 GHz. The velocity width of the line is approximately 220 km/s FWHM; this can be combined with the intrinsic rest-UV source size (derived from the detailed lensing model of Seitz et al. 1998) to derive a dynamical mass of at least 2x1010 Msol. This measurement places cB58, and by extension other LBGs, firmly in the mass regime occupied by massive spheroids in the local universe.

Mambo-Durchmusterung im Millimeterbereich / Mambo-Survey in the Millimeter Region

Die Entdeckung schwacher extragalaktischer sub-mm-Quellen vor fünf Jahren hat ein neues aufregendes Gebiet der beobachtenden Kosmologie eröffnet. Durch ihre hohen Infrarotleuchtkräfte (LBol>1012Lsol) verkörpern diese Quellen vermutlich eine Population von Galaxien bei hoher Rotverschiebung (1<z<5) die sehr rasch Sterne bilden. Sie könnten die Bildung von Objekten anzeigen, die bei niedriger Rotverschiebung leuchtkräftige elliptische Galaxien werden. Seit Winter 1998 führen Gruppen am MPIfR, MPE und NRAO eine tiefe 1.2mm-Durchmusterung mit dem Max-Planck-Millimeter Bolometer Array (MAMBO) am IRAM 30m-Teleskop durch. Aufgrund der großen Antennenkeule (10.7") des 30m-Teleskops und der großen Dichte schwacher optischer und nahinfraroter Quellen ist es unmöglich, allein anhand der Bolometerdaten Quellen zu identifizieren. Deshalb benutzen wir das PdBI und das Very Large Array (VLA) bei mm- bzw. cm-Wellenlängen mit einer Winkelauflösung unter einer Bogensekunde in Kombination mit tiefen Aufnahmen im Optischen und nahen Infrarot, insbesondere im Gebiet des NTT Deep Field (NDF). The detection of faint extragalactic sub-mm sources five years ago has opened a new exciting field in obser vational cosmology. Given their likely high infrared luminosities (LBol> 1012Lsol), these sources probably represent a population of high redshift (1<z<5) galaxies which are forming stars very rapidly. They may in fact represent the formation of what will become high luminosity early-type galaxies at low redshift. Since winter of 1998 groups at MPIfR, MPE and NRAO are carrying out a 1.2mm survey with the Max-Planck-Millimeter Bolometer Array (MAMBO) on the IRAM 30m telescope. Due to the large beam (10.7") of the 30m telescope and the high density of faint optical/near-infrared sources, it is impossible to make proper source identification using the bolometer data alone. Therefore, we use the PdBI and the Very Large Array (VLA) at mm and cm wavelength, respectively, with sub-arcsec accuracy in combination with deep optical/near-infrared imaging, in particular in the region of the NTT Deep Field (NDF).
Im Frühjahr gewannen wir mit ISAAC am VLT ultra-tiefe Aufnahmen im K-Band für drei mit PdBI untersuchte mm-Quellen, die aber bis K~22 nicht detektiert waren. Solche Quellen liegen vermutlich bei sehr hoher Rotverschiebung (z>4 mit extrem roten Farben I-K=3.5-4.2). Zwei Objekte wurden erfolgreich bei K=22 und K=22.5 identifiziert, ein weiteres bleibt bei K=22.7 unentdeckt. In spring of this year, we obtained ultra-deep K-band images using ISAAC at the VLT for three mm sources studied with the PdBI but being blank fields down to K~22. Such faint sources are likely to be at very high redshifts (z>4 having extreme colours I-K=3.5-4.2). Two objects were successfully identified at K=22.0 and 22.5, another one remaining a blank field down to K=22.7.
Um eine größere Stichprobe im NDF zu erzeugen, benutzten wir VLA-Daten bei 1.4GHz, um ein weiteres Dutzend Quellen zusätzlich zu den drei mit PdBI untersuchten zu lokalisieren. Ihre Gegenstücke im optischen und nahen Infrarot sind recht schwach und werden bei schwachen K-Magnituden röter als Feldgalaxien. Etwa 1/3 der Population bleibt bis K=22 unidentifiziert. Zudem legen die radio/sub-mm und 2.2 µm/ sub-mm Spektralindizes nahe, dass diese Quellen generell bei hoher Rotverschiebung liegen und eventuell noch stärker verdunkelt sind als staubreiche lokale Starbursts (Abb. 2-79). Dies kontrastiert mit dem Ergebnis von Ivison et al. (2002), dass die Mehrzahl der SCUBA-Quellen im K-Band hell sind und Farben ähnlich wie schwache Feldgalaxien haben. Eine mögliche Ursache dieser Diskrepanz ist eine möglicherweise größere Rotverschiebung der MAMBO-Quellen. Größere Datensätze und gemessene Rotverschiebungen sind aber nötig um diese Hypothese zu überprüfen. To construct a larger sample in the NDF we used VLA 1.4GHz data to determine the location of a dozen more mm galaxies in addition to the three sources detected at the PdBI. We find that the optical/near-infrared counterparts are rather faint and become redder than field galaxies at faint K-band magnitudes. In fact, about 1/3 of the population remains unidentified down to K=22. Moreover the radio/sub-mm and 2.2 µm/sub-mm spectral indicies suggest that these sources are generally at high redshifts and perhaps more obscured than local heavily enshrouded starbursts (Fig. 2-79). This is in contrast to findings of Ivison et al. (2002) that the majority of SCUBA sources counterparts are bright and have colours typical of similarly faint field galaxies. One possible cause for this discrepancy could be that the mm selected MAMBO sources are preferentially at higher redshifts, but larger data sets and measured redshifts are needed to test this inference.


Abb. 2-79: Beziehung des sub-mm/radio Spektralindex und eines K-Band/sub-mm Spektralindex für verlässlich identifizierte sub-mm- und mm-Galaxien. Die obere und rechte Achse zeigen die entsprechenden Radio- und K-Band-Helligkeiten einer typischen hellen sub-mm-Quelle. Überlagerte Linien zeigen die Position für die spektralen Energieverteilungen von M82 und Arp220, rotverschoben von z=1 bis 5.

Fig. 2-79: Relation of the sub-mm/radio spectral index and a K-band/sub-mm spectral index for reliably identified sub-mm and mm galaxies. The top and right axes illustrate the corresponding radio and K-band brightnesses of a fiducial bright sub-mm source. Overplotted lines show the loci of the M82 and Arp220 spectral energy distributions redshifted from z=1 to 5.

Die dynamische Masse einer sub-mm-Galaxie bei z~3 / The Dynamical Mass of a Sub-mm Galaxy at z~3

Abb. 2-80: Konturen der 1.27mm-Emission (335µm im Ruhesystem) der sub-mm-Galaxie J02399, überlagert auf ein Bild des R-Band-Kontinuums (UV im Ruhesystem). Pfeile identifizieren die Maxima L1 und L2 der UV-Emission. Ein Kreuz zeigt die Position einer harten Röntgenquelle des Typ-2 QSO, um das sich eine massereiche Scheibe aus Gas und Staub dreht.

Fig. 2-80: Contours of 1.27mm (rest-frame 335 µm) emission of the sub-mm galaxy J02399, superposed on an image of the R band (rest-frame UV) continuum. Arrows indicate rest-UV peaks L1 and L2; the cross denotes the location of a hard X-ray source, the type-2 QSO, about which a massive disk of gas and dust is revolving.

Lyman-Break-Galaxien sind nicht die einzigen Systeme bei hoher Rotverschiebung für die zuverlässige Massenbestimmungen meist fehlen. Noch schwieriger ist die Situation für die staubigen (sub)mm-Quellen, gewöhnlich ohne genaue Rotverschiebungen. Zu dieser Frage haben wir mit dem PdBI hochaufgelöste Karten der Staubverteilung und Gaskinematik in einer der wenigen sub-mm-Galaxien mit verlässlicher Rotverschiebung gewonnen, der z=2.8 Quelle SMM J02399-0139 (im folgenden J02399) aus dem SCUBA Lyman break galaxies are not the only high-redshift systems for which secure mass measurements are generally lacking. Yet more difficult is the situation for the dusty (sub)mm sources, usually without accurate redshifts. To address this issue, we have used the PdBI to obtain high-resolution maps of the dust morphology and gas kinematics in one of the few submillimeter galaxies that does have a solid redshift - the z=2.8 SCUBA Cluster Lens Survey (SCLS) source SMM J02399-0136 (hereafter J02399). Fig. 2-80 shows that
Abb. 2-81: Dichte von Galaxien mit (baryonischen/stellaren) Massen >1011Msol, im mitgeführten Koordinatensystem als Funktion der Rotverschiebung. Blaue und schwarze Linien zeigen die Vorhersagen verschiedener semianalytischer Modelle. Beobachtungen sind durch verschiedene Symbole dargestellt. Mehrere Studien bei z=0 bis 1 stimmen zufriedenstellend mit den Modellen überein. Die beiden roten Kreise stellen die sub-mm-Galaxien unter den beiden Annahmen dar, dass eine bzw. fünf der anderen hellen Quellen im SCLS so hohe baryonische Massen wie J02399 haben. Die nach oben gerichteten Pfeile zeigen die Korrektur für Quellen bei ähnlichen Rotverschiebungen die ähnlich massereich aber nicht ähnlich hell sind, da sie ihren Gasvorrat bereits verbraucht haben.

Fig. 2-81: Comoving number densities of galaxies with (baryonic/stellar) masses >1011Msol as a function of redshift. Blue and black curves show the predictions of different semianalytic models. Obser vational points are plotted with different symbols. Several studies at z=0 to 1 are reasonably consistent with the models. The two red circles represent the sub-mm galaxies assuming that, respectively, one and five of the other bright sources in the SCLS have baryonic masses as large as that of J02399. The upward arrows on each point indicate the correction for sources at similar redshifts that are equally massive but not equally luminous, because they have already consumed their gas reservoirs.

Cluster Lens Survey (SCLS). Abb. 2-80 zeigt, dass ihre Staubemission auf das hellere der beiden Maxima im Ruhesystem-UV zentriert ist, das auch eine absorbierte Röntgenquelle beherbergt. Die ost-westliche Ausdehnung hat die Orientierung der Scherung um einen Faktor 2.5, die vom Linsenmodell des SCLS vorhergesagt wird. Nach Korrektur für die Linsenwirkungund unter Berücksichtigung der Kinematik molekularen Gases (aus der CO(3-2)-Linie) folgern wir, dass J02399 einen massereichen Ring oder eine Scheibe molekularen Gases und Staubs enthält, der um ein Typ-2 QSO umläuft. Innerhalb eines Radius von 8kpc ist die Gesamtmasse dieser Struktur ~3x1011Msol, wovon vermutlich 2/3 baryonisch sind. Schon die Entdeckung einer Quelle dieser Masse bei z~3 im kleinen vom SCLS durchmusterten Volumen ist überraschend im Licht der Vorhersage hierarchischer Modelle der Galaxienverschmelzung, dass die meisten massereichen Galaxien bei recht niederen Rotverschiebungen aus kleinen Stücken entstehen sollten. Abb. 2-81 zeigt im quantitativen Vergleich dass diese Diskrepanz noch deutlicher wird wenn man weitere sub-mm-Quellen und inaktive Phasen solcher massereicher Objekte berücksichtigt. Selbst die heutigen noch unsicheren Daten sind bereits ein nützlicher Test der "Massenzusammenführung" in semianalytischen Modellen der Galaxienentwicklung, innerhalb CDM-dominierter Modelle der kosmischen Strukturbildung. the dust emission from this galaxy is centred on the brighter of its two rest-UV peaks, which is also the location of an absorbed X-ray source. Its east-west elongation has the same orientation as the (factor of 2.5) shear predicted by the SCLS lensing model. After correcting for lensing and considering the galaxy's molecular gas kinematics (as traced by the CO(3-2) line), we conclude that J02399 contains a massive ring/disk of gas and dust which is revolving around a type-2 QSO. Within a radius of 8 kpc, this structure's total mass is ~3x1011Msol, of which ~ 2/3 is likely to be baryonic. The fact that even a single source of this mass is detected at z~3 in the small volume surveyed by the SCLS is surprising, given the predictions of hierarchical merging models that most massive galaxies are assembled from smaller pieces at fairly low redshifts. Fig. 2-81 shows in a quantitative comparison that this discrepancy becomes more prominent when considering other sub-mm sources and inactive phases of such massive objects. Even the present uncertain data already impose a useful "mass assembly test" on semi-analytic models of galaxy evolution within a CDM-dominated scenario for cosmic structure formation.
[Baker, Dannerbauer, Genzel, Lehnert, Lutz, Tacconi]


2.4.2   Galaxienentwicklung bei mittleren Rotverschiebungen /
Galaxy Evolution at Intermediate Redshifts

Die Tully-Fisher-Beziehung, Massen und Wachstum von Spiralgalaxien bei z~1 /
The Tully-Fisher Relation, Masses, and Growth of Spiral Galaxies at z~1

> Abb. 2-82: Typische 2D-Spektren von Galaxien bei hoher Rotverschiebung. Überlagerte Kästchen zeigen die abgeleiteten Orts- und Geschwindigkeitswerte. Zusätzlich überlagert sind die entsprechenden Flächenhelligkeitsverteilungen der exponentiellen Scheibe
(obere Hälfte) und von H-alpha (untere Hälfte). Die gestrichelte Linie durch die Orts/Geschwindigkeitssymbole zeigt das die Rotationsgeschwindigkeit bestimmende Modell.

Fig. 2-82: Typical 2D-spectra of high redshift galaxies. On top of the spectra the adopted position-velocity measurements are displayed (boxes). Additionally, we overlay the corresponding exponential disc (upper half) and H-alpha (lower half) surface-brightness distributions. The dashed line connecting the position-velocity data points shows the model that determines the rotation speed.

Die Bestimmung der Masse von Galaxien bei hoher Rotverschiebung ist einer der leistungsfähigsten Tests für Modelle von Wachstum und Entwicklung von Galaxien. Eine der robustesten Methoden zur Abschätzung von Galaxienmassen benützt die Kinematik von Sternen oder Gas zusammen mit Größenmessungen. Zu diesem Zweck haben wir im nahen Infrarot in der H-alpha-Emissionslinie räumlich aufgelöste Rotationskurven von Galaxien bei hoher Rotverschiebung (0.6<z <1.6) gewonnen. Damit können wir Massen abschätzen und die Tully-Fisher-Beziehung, eine empirische Beziehung zwischen Rotationsgeschwindigkeit und absoluter Helligkeit von Spiralgalaxien, bei z~1 studieren. Als Objekte wurden anhand von HST I-Band oder VLT J-Band-Aufnahmen aus Spiralgalaxien ausgewählt, mit Rotverschiebungen in einem Bereich so dass Halpha im J- oder H-Band beobachtbar ist. Diese Auswahlkriterien führen zu Galaxien mit großen Radien, mäßiger Sternentstehungsrate und einer mittleren Rotverschiebung von ~0.9 - die entfernteste Stichprobe dieser Art. Determining the masses of high redshift galaxies is one of the most powerful tests of various models of the growth and development of galaxies. Among the ways in which masses of galaxies can be estimated, the most robust of these is using the kinematics of the stars or gas coupled with size measurements. To this end, we obtained spatially-resolved rotation curves of high redshift (0.6<z<1.6) disk galaxies in the near-infrared using the H-alpha emission line in order to estimate masses and to study the Tully-Fisher relationship (empirical relationship between the rotation speed and absolute magnitude of spiral galaxies) at z~1. The objects were selected to be spiral galaxies based on deep HST I-band images or VLT J-band images and to have redshifts in the range such that H-alpha could be observed in the J- or H-bands. These selection criteria clearly translate into galaxies that can be best described as having large isophotal radii, forming stars at moderate rates, and having a mean redshift of ~0.9 - the most distant such sample.
> Abb. 2-83: Tully-Fisher-Beziehung für die Stichproben bei hoher und niedriger Rotverschiebung. Große Kästchen stehen für Galaxien bei hoher Rotverschiebung, kleinere für nahe Galaxien mit Radien über dem geforderten Minimum (siehe Text). Die kleinsten Symbole stehen für die vollständige nahe Stichprobe. Man könnte versucht sein, aus diesem Diagramm zu folgern dass die Tully-Fisher-Beziehung bei hoher Rotverschiebung steiler als die lokale ist. Da die eingeschränkte nahe Stichprobe aber die gleiche Steigung hat, muss dieser Unterschied durch einen Auswahleffekt erklärt werden.

Fig. 2-83: Tully-Fisher relation for the high and low redshift samples. Large boxes correspond to high redshift galaxies, smaller boxes to local galaxies with radii greater than the required minimum (see text). The smallest symbols belong to the complete local sample. One might be tempted to argue from this plot, that the high redshift Tully-Fisher relation has a steeper slope than the local one. However, since the restricted local sample shows the same slope this difference can only be explained with a selection effect.

Abb. 2-84: Logarithmus des Radius bis zu einer Isophote mit Flächenhelligkeit 25 mag arcsec-2 als Funktion des Logarithmus der exponentiellen Skalenlänge der Scheibe, beide in kpc. Symbole wie in der vorigen Abbildung. Der Unterschied in der Skalenlänge der Scheibe zwischen den Stichproben bei hoher und niedriger Rotverschiebung ist signifikant.

Fig. 2-84: The logarithm of the isophotal radius at a surface-brightness of 25 mag arcsec-2 plotted versus the logarithm of the exponential disc scale length (both in kpc). Symbols are as in the previous figure. The offset between the high and low redshift samples in disc scale length is significant.

Bei dieser Rotverschiebung zeigen die Galaxien mit räumlich aufgelösten Rotationskurven (Abb. 2-82) eine deutliche Aufhellung um etwa 1.3 Magnituden im B-Band des Ruhesystems (Abb. 2-83). Um diese Entwicklung einzuordnen und Auswahleffekte bei hoher Rotverschiebung zu untersuchen, haben wir eine Stichprobe von Galaxien bei niedriger Rotverschiebung zusammengestellt, für die Rotationsgeschwindigkeiten und Bilder verfügbar waren, um ihre dynamischen, photometrischen, und morphologischen Eigenschaften zu untersuchen. Die Anwendung der gleichen Auswahlkriterien bei hoher und niedriger Rotverschiebung zeigt einige signifikante Unterschiede zwischen den Populationen. Wir finden, dass von hoher nach niedriger Rotverschiebung die Skalenlängen der Scheiben um etwa 20% gewachsen sind (Abb. 2-84), die Flächenhelligkeiten im B-Band des Ruhesystems um mehr als 1.6 Magnituden zurückgegangen sind, und die Rotationsgeschwindigkeiten um etwa 25% zugenommen haben. Zudem finden wir ein merkliches Anwachsen des Drehimpulses der Scheibe um fast 50%, verursacht durch das Anwachsen der Masse. At this mean redshift, our sample of galaxies with spatially resolved rotation curves (Fig. 2-82) clearly reveals a brightening of about 1.3 magnitudes in the rest-frame B-band (Fig. 2-83). To put this evolution in perspective and to investigate the role of our high redshift selection, we constructed a sample of low redshift galaxies which had rotation velocities and images available to measure their dynamical, photometric, and morphological properties. Imposing the same selection criteria on this local sample as is imposed on the high redshift sample discloses a number of significant differences between the two populations. We find that from high to low redshifts the scale-lengths of the discs have grown by about 20% (Fig. 2-84), the rest-frame B-band central surface brightnesses have decreased by more than 1.6 magnitudes, and the rotation speed has increased by about 25%. Furthermore, we find a substantial increase in disc angular momentum of almost 50%, which results from the increase in mass.
Während alle diese Resultate im allgemeinen gut zum Standardmodell hierarchischer Verschmelzung passen, stimmt die Größe der einzelnen Effekte (z.B. der Massenzuwachs) nicht mit den vorhergesagten Werten
überein. Einige dieser Unterschiede überraschen nicht, da sie von Details der Beschreibungen von Sternentstehung und Rückkopplung abhängen, die zur Bestimmung der Gesamthelligkeiten und Flächenhelligkeiten benutzt werden und sicher nicht gut verstanden sind. Die Wichtigkeit dieser Arbeit liegt daher nicht in Bestätigung oder Widerlegung eines speziellen Modells, sondern in der Einsicht, welche Prozesse oder Anfangsbedingungen wichtig sind. Sie rechtfertigt wietere Untersuchungen, um eine bessere Übereinstimmung zwischen Beobachtung und Theorie zu erhalten.
While all these discoveries generally fit well into the standard picture of hierarchical merging, the magnitude of the individual effects (e.g. the increase in mass) does not agree with the predicted numbers. Some of these differences are not surprising, since they rely on the details of the prescription of the star-formation and feedback used in determining the total magnitudes and surface brightness which are certainly not well understood or constrained. The importance of this work is not that it vindicates or falsifies some particular model, but provides insight into which physical processes or initial conditions are important and warrant further study for getting better agreement between obser vation and theory.
[Barden, Lehnert, Genzel, Tacconi]


MUNICS: Eine Nahinfrarot-Durchmusterung nach Galaxienhaufen /
MUNICS: A Near Infrared Cluster Survey

Nach unserer derzeitigen Vorstellung entstehen massereiche Galaxien durch Verschmelzung kleinerer Proto-Galaxien. Im letzten Jahrzehnt ist dieses Szenario durch zahlreiche Beobachtungen gestützt worden, aber es ist nach wie vor unklar, wie dieser Prozess im Detail abläuft und welche Auswirkungen er auf die intrinsischen Eigenschaften der Galaxien hat. Our present understanding of the formation and evolution of galaxies is that they grow from mergers of smaller proto-galaxies. While obser vational support for this picture has grown during the past decade, there still is debate about the detailed formation history of massive galaxies.
Durch Beobachtungen von massereichen Galaxien bei einer Rotverschiebung von eins kann man viel über die Entstehungsgeschichte dieser Objekte lernen. Denn aus der Existenz eines Maximums der Sternentstehungsrate bei Rotverschiebungen z=1.5-2 und der im Vergleich zu heutigen Galaxien vollkommen verschiedenen Morphologie (sog. "Lyman-break galaxies") bei Rotverschiebung drei könnte man schlussfolgern, dass Beobachtungen von massereichen Galaxien bei z=1 sich der Aera ihrer Entstehung nähern. Dies entspricht einer Zeitspanne von etwa 8 Milliarden Jahren vor heute, als das Universum noch nicht einmal die Hälfte seines heutigen Alters hatte. Gerade der nahinfrarote Teil des elektromagnetischen Spektrums eignet sich dazu, eine große Zahl von massiven Galaxien dieser Epoche zu entdecken. Obser vations of the universe at redshifts around unity can yield important insight into the evolution of massive galaxies. From the peak of the star-formation rate at redshifts z=1.5-2 and the completely different appearance of Lyman-break galaxies at redshifts z ~ 3 one might conclude that obser vations of massive galxies at redshifts z ~ 1 approach the epoch of formation of those systems. This corresponds to look-back times of roughly 8 billion years, when the universe had not even half its present age. Especially obser vations in the near-infrared part of the electromagnetic spectrum can help to detect large numbers of massive galaxies at these epochs.
Eine Forschungsgruppe am MPE und der Universitäts-Sternwarte München hat den "Munich Near-Infrared Cluster Survey" (MUNICS) erstellt, um die Entwicklung von Galaxienhaufen und massereichen Galaxien zu studieren. MUNICS ist eine großflächige Himmelsdurchmusterung mittlerer Tiefe in den Nahinfrarotfiltern K' und J. Die abgebildete Fläche entspricht einem Quadratgrad, mit zusätzlichen optischen Beobachtungen für etwa 0.6 Quadratgrad (Abb. 2-85). Die 50%-Grenzhelligkeiten für Punktquellen betragen K'=19.5, J=21.5, I=22.5, R=23.5, V=23.5 und B=24.0. Der resultierende Katalog enthält Galaxien mit Rotverschiebungen bis über eins und eignet sich daher hervorragend zur Untersuchung der Galaxienentwicklung und der Entwicklung der Anzahldichte von Galaxienhaufen im Universum. A research group at MPE and the Universitäts-Sternwarte München have conducted the "Munich Near-Infrared Cluster Survey" (MUNICS) to study the evolution of galaxy clusters and of massive galaxies. MUNICS is a wide-field medium-deep photometric survey in the near-infrared K' and J bands covering 1 square degree, with additional optical obser vations for about 0.6 square degrees (Fig. 2-85). The limiting magnitudes are K'=19.5, J=21.5, I=22.5, R=23.5, V=23.5 and B=24.0 (50% completeness limits for point sources). This sample contains galaxies out to redshifts above one, and can thus be used to study the evolution of galaxies and the cosmic number density of galaxy clusters.
Abb. 2-85: Echtfarbenbild eines der MUNICS-Felder bei Koordinaten 11:57:56 +65:35:55 (2000.0). Das Bild hat eine Kantenlänge von etwa 14 Bogenminuten und wurde aus optischen Aufnahmen in den Filtern I, R und V zusammengesetzt.

Fig. 2-85: True colour image of one of the MUNICS Survey fields at 11:57:56 +65:35:55 (2000.0). The image has a side length of 14 arcmin and was composed of I, R, and V band exposures.

Im Gegensatz zu blauen und optischen Wellenlängenregionen ist die K-Helligkeit von Galaxien viel weniger durch Staub, Sternentstehungsrate und den Galaxientyp beeinflusst. Sie ist vielmehr durch das Licht der alten, langlebigen Sterne dominiert. Daher kann man hoffen, dass man durch ein Studium der K-Band-Eigenschaften der Galaxien als Funktion der Rotverschiebung weniger über die Entwicklung der Sternentstehungsrate als über die Entwicklung der Massenzunahme in den Galaxien lernen kann, und damit die grundlegenden Vorhersagen der auf Kalte Dunkle Materie basierenden Strukturbildungstheorien überprüfen kann. In contrast to the blue and optical wave-bands, the near infrared K-band light of galaxies is much less affected by dust, much less sensitive to ongoing star-formation and much less dependent on galaxy type. It is dominated by the light of old and long-lived stars. Therefore, by investigating the K-band properties of galaxies as a function of redshift, we may hope to be able to move from a picture dominated by the evolution of star formation to one which focuses on the assembly history of mass in these systems - one of the most fundamental predictions of cold dark matter based structure formation theories.
Wir verwenden den photometrischen MUNICS-Katalog von etwa 5000 Galaxien mit guter Datenqualität der B, V, R, I, J und K-Bilder (etwa 0.27 Quadratgrad). Die Entfernungen der Galaxien erhalten wir aus photometrischen Rotverschiebungen, die durch Spektroskopie von etwa 500 Galaxien kalibriert wurden. Dies ist die größte Nahinfrarotdurchmusterung vergleichbarer Tiefe, die bis heute veröffentlicht ist. We use the photometric data of the Munics survey comprising ~5000 galaxies for which high quality B, V, R, I, J, and K imaging covering 0.27 square degrees is available. Distances to the galaxies are derived using spectroscopically calibrated photometric redshifts, based on more than 500 spectroscopic redshifts. It is the largest near-IR selected survey published to date.
Eine der grundlegenden statistischen Eigenschaften einer Galaxienpopulation ist die Verteilung ihrer intrinsischen Helligkeiten, die sog. Leuchtkraftfunktion. Ihre Veränderung mit der Zeit (also bei verschiedenen Rotverschiebungen) erlaubt Rückschlüsse auf die Entwicklung der gesamten Galaxienpopulation. Abb. 2-86 zeigt unsere Messung der K-Leuchtkraftfunktion in vier Rotverschiebungsinter vallen von 0.4 bis 1.2 sowie zwei lokale (z=0) Leuchtkraftfunktionen zum Vergleich. Eine statistische Analyse ergibt, dass unsere Daten auf eine Abnahme der Anzahldichte (30%) und eine Entwicklung zu größerer Helligkeit (0.7 mag) bis z=1 deuten. The luminosity function is the most basic statistic used to study galaxy populations and their evolution. Its dependence on look-back time provides important constraints on the evolution of the global properties of the galaxy population. Fig. 2-86 shows our measurement of the K-band luminosity function in 4 redshift bins in the range 0.4<z<1.2 and the z=0 LF for comparison. A Maximum likelihood analysis shows that the data favour very moderate total density evolution (30%) and brightening in the K band of 0.7 mag to z=1. This is also consistent with what we find in an analysis of the spectroscopic sample alone.
Abb. 2-86: Die K-Leuchtkraftfunktion von Galaxien als Funktion der Rotverschiebung. Die gepunktete und die gestrichelte Kurve stellen lokale Messungen (z=0) dar.

Fig. 2-86: The K-band luminosity function as a function of redshift. The dotted and dashed curves are local determinations (at z=0).

Abb. 2-87: Das mittlere Masse-Leuchtkraftverhältnis im K-Band als Funktion der Rotverschiebung, abgeleitet aus der Approximation von zusammengesetzten Sternpopulationen an die Vielfarbenphotometrie.

Fig. 2-87: The average K-band mass-to-light ratio, M/L, as a function of redshift determined from fitting CSP models to the BVRIJK colour data base.

Um die Entwicklung der stellaren Masse abzuschätzen, verwenden wir zunächst einen Ansatz, der die stellare Masse für jede K-Leuchtkraft bei jeder Rotverschiebung maximiert. Dazu nehmen wir an, dass eine Galaxie bei gegebener Rotverschiebung so alt ist wie das Universum zu diesem Zeitpunkt. Das Masse- Leuchtkraftverhältnis erhalten wir dabei aus Modellrechnungen einer einfachen Sternpopulation. Wir nennen dies "Reine Leuchtkraftentwicklung" (PLE-Modell). Eine realistischere Abschätzung des Masse-Leuchtkraftverhältnisses kann man dadurch erhalten, dass man jede einzelne Galaxie durch ein Modell zusammengesetzter Sternpopulationen approximiert, wobei Modelle unterschiedlichen Alters, verschiedener Sternentstehungsgeschichte und unterschiedlichen Staubanteils berücksichtigt werden.. To estimate the evolution of stellar masses, we first use an approach which maximises the stellar mass for any K-band luminosity at any redshift. A likely upper limit for the mass-to-light ratio is the mass-to-light ratio of a simple stellar population which is as old as the universe at the galaxy's redshift. We call this the PLE model. A more realistic estimate of the mass-to-light ratio can be obtained by fitting the multicolour data of each galaxy with a grid of composite stellar populations of varying star formation histories, ages and dust content, to obtain an individual estimate of the mass-to-light ratio of each galaxy in the survey.
Abbildung 2-87 zeigt die Entwicklung des mittleren Masse-Leuchtkraftverhältnisses im K-Filter und Abb. 2-88 zeigt die Entwicklung der Anzahldichte von Galaxien unterschiedlicher Leuchtkraft sowie unterschiedlicher Masse, die aus der Anwendung der eben beschriebenen Methoden auf die MUNICS-Daten resultiert. Es ist offensichtlich, dass sich die Anzahldichte von leuchtkräftigen Galaxien im K-Band bis z=1.2 nicht sehr stark entwickelt. Die Anzahldichte massereicher Galaxien hingegen muss sich aufgrund der unausweichlichen Entwicklung des Masse-Leuchtkraft-verhältnisses hin zu jüngeren Galaxien bei höheren Rotverschiebungen verändern. Sie ändert sich etwa um einen Faktor 6, in vernünftiger Übereinstimmung mit semianalytischen Modellen der Galaxienentstehung (vgl. auch Abb. 2-81, die einen Vergleich mit Modellen sowie die Entwicklung bei höheren Rotverschiebungen zeigt). Figure 2-87 shows the evolution of the mean mass-to-light ratio in the K band, and Fig. 2-88 shows the evolution of the number density of galaxies of different masses obtained by application of the methods described above to the MUNICS sample. It is evident that the number density of K-band luminous galaxies does not evolve much to z=1.2. However, because of the inevitable evolution of the mass-to-light ratio as the objects become younger at higher redshift, the number density of massive systems does change by a factor of about 6, in fair agreement with semianalytic models of galaxy formations (cp. Fig. 2-81 where a comparison with models and the evolution at higher redshifts is shown).
Abb. 2-88: Vergleich der Entwicklung der Anzahldichte leuchtkräftiger Galaxien (obere Reihe) sowie der Anzahldichte massereicher Galaxien (mittlere und untere Reihe). Die Datenpunkte stellen die in den verschiedenen MUNICS-Feldern gemessenen Werte dar, die offenen Kreise die Mittelwerte sowie die Abschätzung des Fehlers.

Fig. 2-88: Comparison of the evolution of the number density of luminous systems (upper panels) to the evolution of massive systems (middle and lower panels). The solid points denote the values measured separately in each survey field, the open circles denote the mean values over the whole survey area and its error.

Zusätzlich zum photometrischen Katalog haben wir spektroskopische Beobachtungen durchgeführt, mit dem Ziel, 0.25 Quadratgrad bis zu einer Helligkeit von K'<17.5 abzudecken. Außerdem wurden einige schwächere Galaxien mit dem ESO-VLT spektroskopiert. Aus diesen Daten haben wir die K-Leuchtkraftfunktion von Galaxien bei Rotverschiebungen z=0.2, z=0.4 und z=0.7 berechnet, die ebenfalls eine milde Entwicklung im Sinne einer 25-prozentigen Abnahme der Anzahldichte und einer Helligkeitszunahme von 0.65 mag bis z=1 ergibt. We also conducted spectroscopic obser vations aiming at complete coverage of 0.25 square degrees down to K'<17.5 and a smaller sparsely-selected deep sample using ESO's VLT. We have constructed the rest-frame K-band luminosity function of field galaxies at redshifts z=0.2, z=0.4, and z=0.7 (look-back time roughly half of the age of the universe) from the redshifts acquired so far, showing mild evolution (0.65 mag brightening and 25% decrease in number density) out to redshift one as compared to local samples.
Abb. 2-89: (J-K')-Farben von Galaxien in einem Galaxienhaufenkandidaten. Die Sequenz von Galaxien bei fast gleicher Farbe wird von den Galaxien frühen Hubble-Typs in dieser Struktur gebildet.

Fig. 2-89: J-K' colours of galaxies in the cluster discovered in the Munics Survey. The ridge of data points at constant colour marking the early type cluster galaxies is clearly seen.

Außerdem suchen wir nach Galaxienhaufen im MUNICS-Katalog, wobei wir eine erweiterte Version des sog. "Friends-of-Friends"-Algorithmus verwenden, die speziell für die Suche nach Strukturen in Galaxienkatalogen mit photometrischen Rotverschiebungen entwickelt wurde. Kurz gesagt sucht dieser Algorithmus nach Überdichten in der Galaxienverteilung, um Galaxienhaufen zu identifizieren. Mit Hilfe dieser Methode wurden 104 Haufenkandidaten im Rotverschiebungsbereich 0.4<z<1 gefunden. In Abb. 2-89 zeigen wir ein J-K' gegen K' Diagramm für einen der Kandidaten, das ganz deutlich die für Galaxienhaufen typische Sequenz roter Galaxien zeigt. Furthermore we search for clusters of galaxies in our dataset using an extended version of the friends-of-friends algorithm, specifically designed for structure finding in photometric redshift catalogues. In brief, this algorithm searches over-densities in the galaxy distribution to identify clusters of galaxies. Using this method we have selected 104 cluster candidates with redshifts 0.4<z<1 in 0.5 square degrees. In Fig. 2-89 we present the J-K' versus K' colour-magnitude diagram of one of the candidates, clearly showing a pronounced sequence of red galaxies in the structure, as it is typical for galaxies in clusters.
[Bender, Botzler, Drory, Feulner, Hopp, Snigula]


2.4.3   Die Ermittlung der kosmischen Entwicklung von schwarzen Löchern in Galaxien aus
ultratiefen Röntgenbeobachtungen /
Cosmic Evolution of Black Holes in Galaxies from Ultradeep X-ray Obser vations

Abb. 2-90: Falschfarben-Aufnahme des "Chandra Deep Field South"-Feldes von 940 ks (Pixelgröße=0.984", geglättet mit einem 1" Gaußprofil). Das Bild wurde durch die Kombination von drei Energiebändern erzeugt: 0.3-1 keV (rot), 1-3 keV (grün) und 3-7 keV (blau).

Fig. 2-90: A false colour image of the Chandra Deep Field South of 940 ks as observed with the Chandra obser vatory (pixel size=0.984", smoothed with a 1" Gaussian). The image was obtained combining three energy bands: 0.3-1 keV, 1-3 keV, 3-7 keV (respectively red, green and blue).

Durch die tiefen Röntgendurchmusterungen mit dem ROSAT-Satteliten konnten ungefähr 80% des Röntgenhintergrundes im weichen (0.5-2.0 keV) Energieband aufgelöst werden. Die tiefen Chandra-Durchmusterungen von 1-2 Msec im "Chandra Deep Field South (CDFS) und im "Hubble Deep Field North (HDFN)", sowie die 100 ksec-Beobachtung mit XMM-Newton im Lockman Hole, haben einen ähnlichen Anteil des harten (2-10 keV) Hintergrundes aufgelöst, wobei Quellendichten von ca. 4000 pro Quadratgrad gefunden wurden. Die Abb. 2-90 zeigt eine Falschfarbenaufnahme der 1 Msec Chandra-Beobachtung im CDFS-Feld. Im Jahr 2002 wurden das CDFS-Feld mit insgesamt ~370 ksec mit XMM-Newton beobachtet. Deep X-ray surveys with ROSAT had resolved about 80% of the X-ray background in the soft (0.5-2 keV) band. Recently 1-2 Msec Chandra obser vations in the Chandra Deep Field South (CDFS) and the Hubble Deep Field North (HDFN), as well as 100 ksec obser vations with XMM-Newton in the Lockman Hole resolved a similar fraction of the harder (2-10 keV) background, reaching source densities of about 4000 deg-2. In Fig. 2-90 the colour composite image of the 1 Msec Chandra obser vation of the CDFS is shown. In 2002 the CDFS was also observed with XMM-Newton for a total of ~370 ksec and a number of new diffuse sources are detected just outside the Chandra image.
Die optischen Nachbeobachtungen der "ROSAT deep survey"-Durchmusterung mit 8-10m-Teleskopen wurde vor einigen Jahren vervollständigt und ergab die Aktiven Galaxienkerne (AGN) als dominierende Population der Gegenstücke von schwachen Röntgenquellen. Die optische Identifikation des CDFS-Feldes konnte durch unsere Gruppe nun nahezu abgeschlossen werden. Abb. 2-91 zeigt die Chandra-Röntgenkonturen in einem ausgewählten Gebiet im CDFS-Feld, die einer sehr tiefen BRK-Farbaufnahme überlagert sind. Die Farbaufnahme basiert auf optischen Daten des MPG/ESO 2.2m-Teleskops (B-Band) und der FORS- (R-band) und ISAAC- (K-Band) Instrumente an den ESO "Very Large" Teleskopen (VLT). Auf Grund des hohen Positionsgenauigkeit von Chandra konnten in 85% der Fälle die optischen Gegenstücke leicht identifiziert werden. Die verbleibenden Fehlerkreise sind entweder leer oder enthalten sehr rote, schwache Nah-infrarot-Gegenstücke (siehe das sehr rote Objekt links unten, welches nur im K-Band detektiert wurde). Die optische Spektroskopie wurde mit den VLT durchgeführt. Dabei konnten für 169 von 346 Quellen Rotverschiebungen gemessen werden. Für Objekte mit Helligkeiten schwächer als R=24 konnten die Rotverschiebungen nur anhand von starken Emissionslinien eindeutig bestimmt werden. Die optische Klassifikation ergab ein Gemisch von klassischen, breitlinigen (Typ-1) AGN, schmallinigen (Typ-2) AGN und normalen Galaxien. Abb. 2-92 (links) zeigt die R-Band-Helligkeit als Funktion der Rotverschiebung für verschiedene Objektklassen. Für die verbleibenden, optisch schwachen Objekte wurde die Methode der photometrischen Rotverschiebung genutzt. Die Identifikation ist einschließlich der spektroskopischen und photometrischen Rotverschiebungen ca. 80% komplett. Optical follow-up programs with 8-10m telescopes have been completed for the ROSAT deep surveys some years ago and found predominantly Active Galactic Nuclei (AGN) as counterparts of the faint X-ray source population. Optical identifications for the CDFS have now been largely completed by our group. Fig. 2-91 shows Chandra X-ray contours in a selected area of the CDFS superposed on a very deep BRK multicolour image based on optical data obtained with the MPG/ESO 2.2m telescope (B-band) and the FORS (R-band) and the ISAAC (K-band) instruments at the ESO Very Large Telescope. With the excellent Chandra positioning likely optical counterparts are readily identified in about 85% of the cases, the remaining error circles are either empty or contain extremely red, weak NIR counterparts. Note the very red object in the lower left, which is only detected at K. Optical spectroscopy has been carried out with the VLT and redshifts could be obtained so far for 169 of the 346 sources in the CDFS. For objects fainter than R=24 reliable redshifts could be obtained only if the spectra contain strong emission lines. The optical classification finds a mixture of classical, broad-line (type-1) AGN, narrow-line (type-2) AGN and normal galaxies. Fig. 2-92 (left) shows the R-band magnitude as a function of redshift for the different classes of objects. For the remaining, optically faint objects we have to resort to photometric redshift techniques. Including spectroscopic and photometric redshifts the identification is about 80% complete.
Abb. 2-91: Ausschnitt vom CDFS-Feld. Eine tiefe FORS-R-Band-Aufnahme wurde mit der EIS-WFI-B-Band-Aufnahme und der GOODS-ISAAC-K-Band-Aufnahme kombiniert. Die Röntgenkonturen sind der Optisch/Nah-infrarot-Aufnahme überlagert. Das Bild zeigt eine diffuse Röntgenemission der hellen Galaxien. Das sehr rote Gegenstück der Röntgenquelle unten links ist nur in der tiefen GOODS-K-Band-Aufnahme sichtbar.

Fig. 2-91: Cut out of a part of the Chandra Deep Field South. Deep optical/NIR image have been combined from FORS (R-band), EIS WFI (B-band), and GOODS ISAAK (K-band). X-ray contours are overplotted. The image shows diffuse X-ray emission for the bright galaxies. The very red counterpart in the lower left is only visible in the deep GOODS-K-band.

Falls ein AGN schwächer als die ihn enthaltene Galaxie ist, kann er im optischen nicht detektiert werden. Viele der Gegenstücke von schwachen Röntgenquellen, die mit Chandra und XMM-Newton entdeckt wurden, zeigen optische Spektren, die durch ihre Galaxie dominiert werden. Nur eine Minderheit weist klare Anzeichen der AGN Natur auf. Daher ist die Kombination der Röntgendiagnostik mit der optischen Spektroskopie zur Klassifikation der Quelle der Röntgenemission notwendig. AGN weisen typische Röntgenleuchtkräfte oberhalb von 1042 erg s-1 und Röntgenspektren in Form eines Potenzgesetzes mit häufig signifikanter intrinsischer Absorption auf. Lokale, gut-untersuchte Galaxien mit hoher Sternentstehung haben typischerweise Röntgenleuchtkräfte unterhalb von 1042 erg s-1 und sehr weiche Röntgenspektren. Thermische Halos von Galaxien und das intergalaktische Gas in Galaxiengruppen können höhere Röntgenleuchtkräfte haben, die Röntgenspektren sind jedoch jeweils sehr weich. In Abb. 2-92 (rechts) ist das Härteverhältnis als Funktion der Röntgenleuchtkraft dargestellt. Die verschiedenen Quellentypen sind in dieser Darstellung klar getrennt. Typ-1 AGN (schwarze Karos) haben Leuchtkräfte typischerweise oberhalb von 1042 erg s-1 mit Härteverhältnissen in einem schmalen Bereich um HR=-0.5. Typ-2 AGN liegen wegen der neutralen Gasabsorption asymmetrisch bei signifikant höheren Härteverhältnissen (HR>0), mit (absorbierten) Leuchtkräften im Bereich von 1041-44 erg s-1. Die nichtabsorbierten, intrinsischen Leuchtkräfte der Typ-2 AGN würden in dieselbe Region fallen, wie die der Typ-1 AGN. Die Abbildung zeigt auch Typ-2 Quasare (Sternchen), wobei die ersten Beispiele dieser Population schon im letzten Jahresbericht präsentiert wurden. Ungefähr 10% der Objekte haben optische Spektren von normalen Galaxien (durch Dreiecke gekennzeichnet), Leuchtkräfte unterhalb von 1042 erg s-1 und sehr weiche Röntgenspektren, wie man sie im Fall von Sternentstehungsgalaxien oder thermischen Halos erwartet. Die tiefen Chandra- und XMM-Newton-Durchmusterungen detektieren zum ersten Mal die Population der normalen Sternentstehungsgalaxien bis zu mittleren Rotverschiebungen, was bedeutsam für das Studium der Sternenstehungsgeschichte des Universum unabhängig von optischen/UV, sub-mm oder Radiobeobachtungen sein könnte. If an AGN is much fainter than its host galaxy it is not possible to detect it optically. Many of the counterparts of the faint X-ray sources detected by Chandra and XMM-Newton show optical spectra dominated by their host galaxy and only a minority have clear indications of an AGN nature. Therefore X-ray diagnostics in addition to the optical spectroscopy can be crucial to classify the source of the X-ray emission. AGN have typically X-ray luminosities above 1042 erg s-1 and power law spectra, often with significant intrinsic absorption. Local, well-studied starburst galaxies have X-ray luminosities typically below 1042 erg s-1 and very soft X-ray spectra. Thermal halos of galaxies and the intergalactic gas in groups can have higher X-ray luminosities, but have soft spectra as well. In Fig. 2-92 (right) the hardness ratio is shown as a function of X-ray luminosity. Different source types are clearly segregated in this plane. Type-1 AGNs (black diamonds) have luminosities typically above 1042 erg s-1, with hardness ratios in a narrow range around HRphi-0.5. Type-2 AGN are skewed towards significantly higher hardness ratios (HR>0) due to neutral gas absorption, with (absorbed) luminosities in the range 1041-44 erg s-1. The unabsorbed, intrinsic luminosities of type-2 AGN would fall in the same range as those of type-1's. This figure also indicates the type-2 QSOs (asterisks), the first ones of which have been presented in the last report. About 10% of the objects have optical spectra of normal galaxies (marked with triangles), luminosities below 1042 erg s-1 and very soft X-ray spectra (several with HR=-1), as expected in the case of starbursts or thermal halos. The deep Chandra and XMM-Newton surveys detect for the first time the population of normal starburst galaxies out to intermediate redshifts, which might become an important means to study the star formation history in the universe independently from optical/UV, sub-mm or radio obser vations.
Abb. 2-92: Links: Optische Helligkeit als Funktion der Rotverschiebung der CDFS-Objekte. Die Objekte sind nach ihrer röntgen/optischen Klassifikation farblich gekennzeichnet: gefüllte, schwarze Karos entsprechen den Typ-1 AGN, rote Sechsecke den Typ-2 AGN und grüne Dreiecke den Galaxien. Die Sternchen markieren die Typ-2 QSOs. Rechts: Härteverhältnisse in Abhängigkeit von der Ruhesystemleuchtkraft im 0.5-10.0 keV Gesamtband. Eine kritische Dichte des Universums von H0 = 50 km s-1 Mpc-1 wurde angenommen. Die Leuchtkräfte sind nicht auf mögliche intrinsische Absorption korrigiert.

Fig. 2-92: Left: Optical magnitudes as a function of redshift for the CDFS objects. Objects are coloured according to their X-ray/optical classification): filled black diamonds correspond to type-1 AGN, open red hexagons to type-2 AGN and green triangles to galaxies. The large asterisks indicates type-2 QSOs. Right:Hardness ratio versus rest frame luminosity in the total 0.5-10 keV band. A critical density universe with H0=50 km s-1 Mpc-1 has been adopted. Luminosities are not corrected for possible intrinsic absorption.

Ein wichtiges Ergebnis ist, dass die Mehrzahl der CDFS-Objekte im Kontrast zu dem erwarteten Maximum bei z=1.5, die auf der durch die ROSAT-Durchmusterungen gewonnenen AGN-Röntgenleuchtkraftfunktion und deren Entwicklung beruhten, bei Rotverschiebungen unterhalb von 1 gefunden wurden, mit Leuchtkräften wie sie für AGN-2 und Syfert Galaxien erwartet werden. Die Rotverschiebungsverteilung hat ihr Maximum bei z~0.7, auch wenn man die normalen Sternentstehungsgalaxien aus der Stichprobe entfernt. Hierbei wird deutlich, dass die Populationssynthesemodelle durch die Einbeziehung verschiedener Leuchtkraftfunktionen und Evolutionsszenarien für AGN mit mittlerer Rotverschiebung und geringer Leuchtkraft wesentlich modifiziert werden müssen. In der Rotverschiebungsverteilung des CDFS-Feldes haben wir zwei großskalige Strukturen bei Rotverschiebungen von z=0.66 und z=0.73 gefunden, welche durch Typ-1 und Typ-2 AGN sowie durch normale Galaxien in nahezu derselben Anzahl hervorgerufen werden, wie in anderen Feldern beobachtet. A key result of this study is, that contrary to expectations based on the AGN X-ray luminosity function and its evolution as determined from the ROSAT surveys, which predict a maximum at redshifts around z=1.5, the bulk of the CDFS objects are found at redshifts below 1 and the AGN-2 have Seyfert like luminosities. The redshift distribution peaks at z~0.7, even if the normal star forming galaxies in the sample are removed. This clearly demonstrates that the population synthesis models will have to be modified to incorporate different luminosity functions and evolutionary scenarios for intermediate-redshift, low-luminosity AGN. In the redshift distribution of the CDFS, we have discovered two large-scale structures at redshifts z=0.66 and z=0.73, respectively, which are made up of type-1 and type-2 AGN as well as normal galaxies in roughly the same proportion as observed in the field.
[Hasinger, Hashimoto, Lehmann, Szokoly, Streblyanskaya]


2.4.4   Untersuchung von Galaxienhaufen und Galaxiengruppen /
The Study of Groups and Clusters of Galaxies

Viele Strukturentstehungsmodelle gehen von einem hierarchischen Wachstum kosmischer Strukturen aus, wobei größere Objekte durch das Verschmelzen kleinerer Objekte gebildet werden. Mit Röntgenbeobachtungen kann man sehr gut diesen Bildungs- und Wachstumsprozess von Galaxienhaufen, den größtem Bausteinen unseres Universums, untersuchen. Der Galaxienhaufen Abell 3667 ist einer der nahen Galaxienhaufen, in welchem man sehr gut die Dynamik des Verschmelzens einer Galaxiengruppe mit einem großen Galaxienhaufen studieren kann. A3667 wurde mit dem XMM-Newton Satelliten in 6 teilweise überlappenden Felder von jeweils etwa 15 ksec Belichtungszeit beobachtet. Diese Raster-Aufnahme war notwendig, da der Galaxienhaufen im Röntgenlicht eine Ausdehnung von fast einem Grad hat. In Abb. 2-93 (links) zeigen wir die Oberflächenhelligkeit von A3667 im Energiebereich von 0.5 bis 2.0 keV. Um die Intensitätsvariationen deutlicher zu machen, wurde das Röntgenbild einem speziellem Aufbereitungsverfahren (Wavelet-Filterung) unterzogen. Dadurch zeigen sich sehr dramatisch die Strukturen in der Oberflächenhelligkeit des Galaxienhaufens: Wie schon von ROSAT entdeckt, und kürzlich auch von Chandra bestätigt, finden wir einen sehr ausgeprägten Intensitätsabfall im süd-östlichen Bereich (im Bild links unten) von einer fast halbkreisförmigen Ausdehnung. Daran schließen sich Emissionsgebiete an (in Richtung Nord-West), in welchen die Strukturen sehr stark an turbulente Gasströmungen erinnern. Noch deutlicher wird dies in der rechten Abbildung, in welcher die Temperaturverteilung des Galaxienhaufengases gezeigt wird (überlagert sind die Intensitätskonturen). Diese Temperaturkarte wurde als Quotient zweier Intensitätskarten verschiedener Energiebereiche (0.5-2.0 keV und 2.0-7.5 keV) gewonnen. Dabei markieren die Farben verschiedene Temperaturen: von dunkelblau (ca. 50 Mill. Kelvin) über blau, rot, gelb bis weiß (ca. 100 Mill. Kelvin). Die Interpretation ist die folgende: Eine Galaxiengruppe (mit kühlem Gasinhalt) drang vor mehreren Milliarden Jahren in den Galaxienhaufen ein und bahnt sich seinen Weg durch das Intragalaxienhaufengas (von Nord-West nach Süd-Ost). An der Forderfront der kühlen Gaskugel wird durch Schockwechselwirkung das Gas aufgeheizt und strömt an der Schockfront entlang. Dahinter bildet sich ein turbulentes Gemisch von Galaxienhaufengas, Galaxiengruppengas und schockgeheiztem Gas aus. Most models of cosmic structure formation involve a scenario in which larger objects are formed by the merging of smaller units. With X-ray obser vations we can witness this process in the formation and growth of galaxy clusters, the largest building blocks of our Universe. The galaxy cluster Abell 3667 is one of the nearby clusters in which we can study the merging of a galaxy group with a cluster in detail. A3667 was observed with XMM-Newton in 6 partly overlapping fields with about 15 ksec exposure time. This mosaic image was required because the cluster extends over almost one degree in the sky. On the left panel of Fig. 2-93 we show the X-ray surface brightness distribution in the cluster in the 0.5 to 2.0 keV energy band. To better show the structure of the cluster in detail the image was treated with a wavelet filtering. This highlights the structure of this cluster: as already observed with ROSAT and recently confirmed by Chandra, we find a very strong surface brightness gradient in the South-East part (lower left corner of the image). This region is bordering surface brightness structures to the North-West which are reminiscent of turbulent gas motions. This is even better illustrated in the right panel of the figure where we show the temperature map of the cluster (intensity contours are overlayed). This temperature map was created from two intensity maps in the energy bands 0.5-2 keV and 2-7.5 keV. The colors of the final image code the temperatures on a scale of blue, red, yellow to white ranging from 50 Mill. to 100 Mill Kelvin. The interpretation is the following: a galaxy group containing cooler gas was infalling into the cluster a few Gyrs ago and is now passing through the intracluster medium from North-West to South-East. At the front of the moving group the gas is heated in a shock wave and flows along the shock structure. In the wake a turbulent mixture of cluster gas, group gas and shock heated gas is formed.
Abb. 2-93: XMM Beobachtung des Galaxienhaufens Abell 3667. Die Abbildung zeigt die Flächenhelligkeit des Haufens nach einer Wavelet-Filterung (links) und eine Temperaturkarte (rechts). Die Temperaturskala ist im Text erklärt.

Fig.2-93: XMM Obser vation of Abell 3667, X-ray surface brightness after wavelet filtering distribution (left) and temperature map (right) for temperature scale see text.

Galaxienhaufen sind auch ideale Laboratorien, um die chemische Zusammensetzung des intergalaktischen Mediums zu untersuchen. Man findet, dass das intergalatische Medium - zumindest wie in den Galaxiehaufen beobachtet - sehr stark mit schweren Elementen angereichert ist, die durch die Sternpopulation der Haufengalaxien synthetisiert und in die Innerhaufenumgebung ausgeworfen wurden. Das XMM-Newton-Obser vatorium erlaubt mit seiner guten räumlichen und spektralen Auflösung ein sehr genaues Studium der Elementhäufigkeiten des Innerhaufenmediums. Aufbauend auf einer sehr genauen Untersuchung der Temperaturverteilung im Innerhaufengas von M87 konnten nun die Häufigkeiten der 7 astrophysikalisch wichtigsten schweren Elemente, O, Mg, Si, S, Ar, Ca und Fe ermittelt werden. Die radialen Häufigkeitsprofile konnten sehr genau bestimmt werden, sowohl durch Anpassung vollständiger simulierter Spektren als auch durch die Analyse von Linienverhältnissen. Die Häufigkeiten von Si, S, Ar, Ca und Fe zeigen einen starken Abfall mit dem Radius, während O und Mg, Elemente die wesentlich nur durch Supernovae vom Typ-II synthetisiert werden, ein flaches Profil zeigen. Die zentrale Dichte der letzten beiden Elemente ist dabei nur halb so hoch wie die von Si und Fe. Diese Häufigkeitsstruktur zeigt, dass die schweren
Elemente im zentralen Anreicherungsmaximum vorwiegend von Supernovae vom Typ-Ia stammen. Das Überraschende an diesem Befund ist, dass Si in diesem Maximum genauso stark angereichert ist wie Fe im Gegensatz zu den klassischen SN Ia Modellen, wo die Produktion von Fe dominiert. Dies deutet an, dass in der alten stellaren Population von M87 mehr Si und alpha-Elemente durch SN Ia erzeugt werden, als in analogen Modellen z.B. für unsere Milchstraße angenommen wird. Diese SN Ia mit einer inkompletten Verbrennung der alpha-Elemente haben auch schwächere Lichtkurven, wie sich in jüngsten Beobachtungen auch andeutet.
Galaxy clusters are also ideal laboratories to study the chemical composition of the intergalactic medium. One finds that the intergalactic medium - at least as observed in clusters of galaxies - is heavily enriched by metals that have been synthesized in the stellar population of the cluster galaxies and ejected in the surroundings. The XMM-Newton obser vatory with its good spatial and spectral resolution allows us to study the abundance distribution in the intracluster medium in detail. Based on a detailed study of the temperature structure of the intracluster medium in the halo of M87, the abundance profiles of the 7 elements, O, Mg, Si, S, Ar, Ca, and Fe are derived. The abundance profiles have been derived with high confidence from the fitting of total spectra as well as using line ratio profiles. The abundances of Si, S, Ar, Ca and Fe show a strong decrease with radius, while O and Mg which are only produced in SN type-II display flat abundance profiles. The central abundance of the latter elements is only about half of that of Si and Fe. This abundance pattern shows that the heavy elements enrichment in the central peak is dominated by SN type-Ia products. The surprising result is herby that Si is as strongly enhanced as Fe, contrary to the classical SN Ia models where the Fe yield is dominant. This may reflect a larger yield of Si and -alpha-elements from SN Ia in the old stellar population of the elliptical galaxy M87 than usually inferred for e.g. our Galaxy. These SN Ia with a more incomplete burning of the alpha-elements will also have fainter lightcurves in line with some recent findings in optical obser vations.
Ein Vergleich der Häufigkeitsverteilung der Elemente O, Si und Fe in M87 mit der in Sternen unserer Milchstraße zeigt das wichtige Ergebnis, dass die Häufigkeitsstruktur von M87, gemessen als Funktion der chemischen Entwicklung (üblicherweise ausgedrückt durch den Parameter [Fe]/[O], auf der Entwicklungslinie der galaktischen Sterne liegt, aber zu einer noch älteren Population extrapoliert ist. Das Verhältnis der Mg/O Häufigkeit ist das gleiche wie für die Milchstraße. Daher ist die Häufigkeitsstruktur in M87 nicht ungewöhnlich und kann mit unserem Verständnis der chemischen Entwicklung unserer Galaxie erklärt werden (außer für die hohe Si Ausbeute in SN Ia). We can also compare the O/Si/Fe abundance pattern in M87 to that of galactic stars to gain further insight. In this comparison the M87 abundance appear at a location which extrapolates the galactic chemical evolution (measured conventionally by the parameter [Fe]/[O] to even older stellar populations. The observed Mg/O is also the same ratio as for Galactic stars. Therefore, the abundance pattern of the ICM is not peculiar and fits into the picture of our understanding of the chemical evolution of our own Galaxy (except for the high Si yield of SN Ia).
Die thermische Struktur des Innerhaufenmediums ist nicht nur das Ergebnis der Stoßwellenheizung, die wir z.B. in Abb. 2-93 in dem Haufenzusammenstoß beobachten, sondern ist auch durch die Heizung in frühen Sternbildungsepochen beeinflusst, die ihre Signatur in den Entropieprofilen von Galaxiengruppen und -haufen hinterlassen. Dies ist eine weitere Information über die Sternbildungsgeschichte in Galaxienhaufen zusätzlich zur Elementanreicherung. Um diesen Aspekt im Detail zu untersuchen, haben wir aus Röntgenbeobachtungen mit ROSAT und ASCA dreidimensionale Modelle der Temperatur-, Dichte- und Elementhäufigkeitsprofile für mehr als 60 Galaxiengruppen und -haufen erstellt. Die Auswertung zeigt Entropieprofile mit sehr hohen Entropiewerten in den äußeren Gebieten (bis 400 keV cm2), was auf eine starke Heizung vor dem Kollaps des Galaxienhaufens hinweist (Abb. 2-94). Mit numerischen Simulationen konnten wir zeigen, dass mit einer Heizung bei einer Sternbildung bei Rotverschiebungen von etwa 2.0-2.5 diese hohen Entropiewerte erreicht werden. Nimmt man galaktische Winde als Heizungsquelle an und skaliert den Energieausstoß mit der beobachteten Metallizität, dann findet man, dass die Energieinjektion bei Gasdichten von etwa 5 bis 30 über der mittleren kosmischen Gasdichte passiert. The thermal structure of the intracluster medium is not only the result of the shock heating process that we witness e.g. during cluster mergers as seen in Fig. 2-93 but results also from heating in early star formation epochs which leave their traces in the entropy profiles of groups and clusters of galaxies. This provides another record of the star formation history in addition to the chemical abundances. To investigate this aspect in detail we have completed a three-dimensional modelling of temperature, density, and element abundance profiles for over sixty groups and clusters of galaxies, observed by both ROSAT and ASCA. The analysis of the entropy profiles for groups revealed a very high entropy level at the outskirts (up to 400 keV cm2) supporting a need of energy injection into the gas before its accretion onto potentials of the groups (Fig. 2-94). Using numerical simulations of galaxy cluster formation, we established that the accreted gas reaches these high entropy levels most probable at redshift 2.0-2.5. Adopting galactic winds as a source of preheating and scaling the released energy by the observed metal abundance, the variation in the preheating could be ascribed to energy injection when the gas had an overdensity of 5 to 30 over the mean gas density in the universe.
Um diese Schlussfolgerungen im Einzelnen zu prüfen, haben wir zum Vergleich hydrodynamische Vielkörper-Simulationen durchgeführt, um die Entropieprofile in Systemen der Größe von massearmen Gruppen bis zur Masse des Virgo-Galaxienhaufens zu reproduzieren. Wir haben uns dabei auf den Effekt der Gaskühlung, der Sternbildung und verschiedene Rezepte der Gasheizung konzentriert. Wir finden, dass man mit einer Heizung von etwa 0.7 keV pro Teilchen bei einer Rotverschiebung von etwa 3 die beobachteten Entropieprofile am besten reproduzieren kann. Dabei ergibt sich noch ein etwas hoher Anteil von Baryonen von etwa 25-30%, die für die Sternbildung verbraucht werden. Heizt man dagegen früher, etwa bei einer Rotverschiebung von 9 bevor Gas effizient kühlen kann, verzögert man die Sternbildung sehr stark, bekommt aber nicht die hohen Entropiewerte (Abb. 2-94). To check our suggestions, we carry out a comparison between obser vations and hydrodynamic simulations of entropy profiles of groups and clusters of galaxies with a mass range for the systems corresponding to poor groups up to Virgo-like clusters. In particular, we concentrate on the effect of introducing radioactive cooling, star formation, and a variety of non-gravitational heating schemes on the entropy structure and the amount of stars within galaxy clusters. We find that, with an heating energy budget of ~0.7 keV/ particle injected at z=3, we are able to reproduce the main characteristics of entropy profiles in groups and clusters, while producing a baryon fraction locked into stars in the 25-30% range. Heating at higher redshift, for example z=9, before a substantial fraction of gas can cool in small virialized halos strongly delays the star-formation, but fails to produce a sufficiently high specific entropy (Fig. 2-94).
Abb. 2-94: Entropieprofile von Galaxienhaufen und -gruppen. Die Entropie ist mit der Masse in Einheiten von 1013Msol und der Radius mit dem Radius bei einer Überdichte von Delta 500 über der kritischen Dichte des Universums skaliert. Die grauen Linien entsprechen den Beobachtungsdaten. Die schwarzen Linien zeigen die verschiedenen Simulationen. Nur die durchgezogenen und gepunkteten Linien von Modellen mit einer Heizung von 0.75 keV/Teilchen bei einer Rotverschiebung von 3 können die Beobachtungen reproduzieren.

Fig. 2-94: Entropy profiles scaled by the total mass in units of 1013 Msol, measured at over-density Delta 500 and plotted against a scaling radius measured as a fraction of tau500. Gray lines indicate the data. Black lines denote various simulation runs: dot-long-dash for the gravitational heating runs, short-long-dash for models including the effect of cooling, long dash and dot-short-dash for preheating at z=9, dotted and solid for preheating at z=3. We clearly note that preheating at a redshift around 3 with an energy injection of about 0.75 kev/particle reproduces the obser vation best.

Nicht zuletzt sind Galaxienhaufen ideale Laboratorien zum Studium von Galaxienpopulationen bestehend aus einer großen Anzahl gleichaltriger Galaxien in einer wohldefinierten Umgebung. Wir führen diese Untersuchungen auch durch, um die Beziehung zwischen dem Erscheinungsbild eines Galaxienhaufens im Röntgenbereich und im optischen Bereich, wo wir nur die Galaxienpopulation beobachten, besser zu verstehen. Nach-Beobachtungen von gut untersuchten Galaxienhaufen aus der REFLEX-Durchmusterung (siehe unten) mit dem MPIA/ESO Wide-Field-Imager (WFI) werden zu diesem Zweck untersucht und erlauben uns, den gesamten Haufen bis hinaus zum Virial-Radius zu belichten. Vergleicht man in diesen Aufnahmen die Galaxienverteilung mit der Röntgenmorphologie, kann man zusammenstoßende Galaxienhaufen leicht in beiden Wellenlängenbereichen identifizieren, um nur eine der ersten Ergebnisse aus dieser Studie zu erwähnen. Die Nachuntersuchung von röntgenselektierten (ROSAT) Galaxienhaufen im SLOAN Digital Sky Survey bietet gar ein unbegrenztes Blickfeld auf die Haufenregionen. Ein erstes Ergebnis zeigt, dass die Untersuchungen klarer werden wenn man die Haufen durch die Röntgeneigenschaften klarer charakterisieren kann. Unsere bessere Schätzung des äußeren (virialen) Haufenradius verbessert die Hintergrundsubtraktion und die Ergebnisse der Galaxienleuchtkraftfunktion. Es deutet sich eine Variation der Leuchtkraftfunktion zwischen verschiedenen Galaxienhaufen an. Last but not least, galaxy clusters are perfect laboratories to study galaxy populations for a large sample of coeval galaxies in well defined environments. We are undertaking these studies also with respect to a better understanding of the correspondence of the cluster appearance in X-rays to test if there are properties in the galaxy population that correlate with the X-ray appearance of the cluster. Follow-up obser vations of the well studied clusters from the REFLEX Survey (described below) with the MPIA/ESO Wide-Field-Imager are allowing us for the first time to image the clusters out to the virial radius and slightly beyond into the field. Comparing the Galaxy distribution and the X-ray morphology we can clearly recognise cluster merging events in both wavelength, just to mention one of the results of those studies. A follow-up study of our X-ray (ROSAT) selected clusters in the SLOAN Digital Sky Survey provides even an unlimited field of view. As one of results in this study we found that the known X-ray properties of the clusters help very much in characterising these objects. Our better estimate of the outer (virial) radius of the clusters from X-ray estimated cluster masses improves the background subtraction and the overall result of galaxy luminosity functions determined for these clusters. We observe a variation of the luminosity function from cluster to cluster.
[Briel, Böhringer, Chen, Finoguenov, Ikebe, Lynam, Matsushita, Popesso, Schuecker, Zhang, Zimer]


2.4.5   Untersuchung der großräumigen Strukturen des Universums /
Studies of the Large-Scale Structure of the Universe

Kosmologische Tests mit Galaxienhaufen /
Cosmological Tests with Clusters of Galaxies

In erster Näherung werden die globalen Eigenschaften massereicher Galaxienhaufen wie ihre Röntgenleuchtkraft und Gesamtmasse durch die Gravitation bestimmt. Galaxienhaufen bilden damit physikalisch relativ einfache Systeme, gut geeignet als Testobjekte zur Überprüfung kosmologischer Modelle. Erstmals durchgeführte simultane Messungen der mittleren Häufigkeit und räumlichen Verteilung von 452 ROSAT-ESO Flux-Limited (REFLEX)-Galaxienhaufen sind konsistent mit einer mittleren kosmischen Materiedichte von Omegam=0.34 und einem Normierungsparameter von sigma = 0.71 des Leistungsspektrums der Materieschwankungen des Delta-CDM (Cold Dark Matter) -Modells (25% Gesamtfehler). Die gemessene Materiedichte ist damit in guter Übereinstimmung mit einer Reihe neuer Messungen. Der relativ kleine Normierungswert des Leistungsspektrums widerspricht allerdings dem vor einigen Jahren aufgestellten "Concordance" Delta-CDM Modell, scheint sich aber durch neuere unabhängige Messungen zu bestätigen. The global properties of massive clusters of galaxies like their X-ray luminosity and total mass are determined to first order by gravity. Galaxy clusters thus constitute comparatively simple physically systems, well suited as probes for testing cosmological models. For the first time simultaneous measurements of the average number and spatial distribution of the 452 ROSAT-ESO Flux-Limited (REFLEX) galaxy clusters are performed, which are found to be consistent with an average cosmic matter density of Omegam=0.34 and a normalization parameter of sigma = 0.71 of the power spectrum of the matter density fluctuations of the Delta-CDM (Cold Dark Matter) model (25% total error). The measured matter density is thus in good agreement with several new measurements. The comparatively small value of the power spectrum normalization contradicts the "concordance" Delta-CDM model established several years ago, but seems to be supported by recent independent measurements.
Durch die Kombination der REFLEX-Galaxienhaufen mit neuen Supernova-Ia-Stichproben gelang auch die Messung des Parameters der Zustandsgleichung w der sogenannten Dunklen Energie. Diese Energie wird als Verallgemeinerung der von Albert Einstein eingeführten kosmologischen Konstanten angesehen, um die derzeit von einer Reihe von Gruppen gefundene beschleunigte Expansion des Universums zu erklären. Die Natur der Dunklen Energie ist allerdings völlig unbekannt. Deshalb versucht man mit Hilfe des w-Parameters, der das Verhältnis zwischen dem Druck und der Energiedichte der Dunklen Energie angibt, eine zumindest phänomenologische Charakterisierung zu erhalten. Der von uns gemessene Wert von w=-0.95 (30% Gesamtfehler) liegt fast genau auf dem Wert der kosmologischen Konstanten und lässt damit wenig Raum für die Einführung exotischer Sorten Dunkler Energie wie Quintessence mit -1<w<0 oder Phantom-Energie mit w<-1. Die natürlichste Erklärung ist also eine positive kosmologische Konstante mit w=-1. Falls sich die Resultate bestätigen würden, blieben leider viele Fragen bezüglich der Natur des Vakuums der Teilchenphysik und der näherungsweisen Koinzidenz der Dichte der Dunklen Materie (plus Baryonen) von Omegam=0.3 und der Dunklen Energie von OmegaDelta=0.7 unbeantwortet. The combination of the REFLEX cluster sample with the new type-Ia supernova samples yields measurements of the equation of state parameter w of the so-called Dark Energy. This energy is regarded as a generalization of Albert Einstein's cosmological constant, and is used to explain the accelerated cosmic expansion found recently by several groups. The nature of the Dark Energy is presently not known. Therefore, the w parameter which gives the ratio of the pressure and density of the Dark Energy is used to get at least a phenomenological characterization. Our measured value of w=-0.95 (30% total error) coincides almost perfectly with the value expected for the cosmological constant and thus leaves little room for the introduction of more exotic types of Dark Energies like Quintessence with -1<w<0 or Phantom Energy with w<-1. The most natural explanation thus is a positive cosmological constant with w=-1. The confirmation of this result would, however, leave many questions unanswered concerning the particle physics vacuum and the approximate coincidence of the density of the Dark Matter (plus baryons) with Omegam=0.3 and the dark energy with OmegaDelta=0.7.
Die genaue Auswertung der Messungen im (Omegam-w)-Diagramm ergab weitere interessante Ergebnisse bezüglich des Zustandes der kosmischen Expansion. Historisch gesehen fanden Kosmologen bereits zu Beginn des letzten Jahrhunderts, dass das Universum nicht statisch ist sondern expandiert. In den letzten Jahren häuften sich die Zeichen für eine beschleunigte Expansion. Die Frage, die sich nun stellt ist, ob diese beschleunigte Expansion nicht letztendlich sogar zu einem "Zerplatzen" (Big Smash) des gesamten Universums führen kann. Bei der Beurteilung dieser Frage spielt sowohl die Dichte der Dunklen Energie (in unserem Fall betrachten wir Universen ohne Raumkrümmung, wo die Dichte der Dunklen Energie (1-Omegam) ist) als auch die Natur der Dunklen Energie (also der Wert von w) eine wichtige Rolle. Unsere Messungen sind derzeit noch nicht genau genug, um solche katastrophalen Modelle eindeutig ausschließen zu können. Sie bevorzugen auf dem 70%-Niveau eine moderate gegenüber einer katastrophalen Beschleunigung. The detailed analysis of the measurements in the (Omegam-w) diagram yields further interesting results concerning the state of the cosmic expansion. Historically, cosmologists found already at the beginning of the last century that the Universe is not static but expanding. In the last years evidence accumulates in favour of an accelerated cosmic expansion. The question thus arises whether this accelerated expansion could not lead to a final "displosion" (Big Smash) of the whole Universe. For the evaluation of this question the density of the Dark Energy (we restrict our investigations to geometrically flat universes with the density of (1-Omegam) of the Dark Energy) as well as the nature of the Dark Energy (and thus the value of w) play a vital role. Our present measurements are not accurate enough to completely rule out catastrophic models. However, they support on the 70% level a moderate against a catastrophic expansion.
Abb. 2-95: Entfernter Galaxienhaufen im I-Band mit überlagerten Röntgenkonturen, der im Rahmen der XMM-Large-Scale-Structure-Durchmusterung (XMM-LSS) neu entdeckt und mit VLT/FORS spektroskopisch bestätigt wurde (Rotverschiebung z=0.6). Die Spektroskopie-Resultate für eine Auswahl von insgesamt 20 Galaxienhaufenkandidaten, die anhand ihrer charakteristischen Röntgenemission ausgewählt wurden, demonstrieren sehr eindrucksvoll die Durchführbarkeit des gesamten Vorhabens: die große Sammelfläche sowie die relativ gute Abbildungsqualität von XMM-Newton ermöglichen es, mit Aufnahmen von nur 10 ks Integrationszeit die Galaxienhaufenpopulation bis zur Rotverschiebung z=1 zu untersuchen.

Fig. 2-95: Distant galaxy cluster in the I-band with overlayed X-ray contours, discovered within the XMM-LSS survey and confirmed spectroscopically (redshift z=0.6). The spectroscopic results for a subsample of 20 cluster candidates, selected from their characteristic X-ray emission, quite impressively demonstrate the feasibility of the project: the total area and the comparatively good image quality of XMM-Newton allows with 10 ks integration time per pointing the study of the galaxy cluster population up to redshifts of z=1.

Während mit der REFLEX Stichprobe nur das nahe Universum erfasst wird, kann man mit tieferen Durchmusterungen auch die kosmologische Entwicklung von Galaxienhaufen und der großräumigen Struktur als zusätzliche Beobachtungsgröße für kosmologische Tests heranziehen. So ist das Ziel des ambitionierten XMM-LSS Projekts die Erstellung eines Röntgenatlas von einem 8x8 Quadratgrad großen Himmelsareal, um die großräumige Verteilung von etwa 800 Galaxienhaufen zu erfassen. Da die Empfindlichkeit gegenüber der ROSAT-Himmelsdurchmusterung etwa 1000 mal größer ist, wird es erstmals möglich sein, die zeitliche Entwicklung der Strukturen auf Skalen von einigen hundert Megaparsec zwischen z=1 und heute zu studieren. Abb. 2-95 zeigt eine der ersten entdeckten entfernten Galaxien aus dem XMM-CSS Projekt.


Much deeper surveys of the X-ray sky for galaxy clusters is offered by obser vations with XMM-Newton. The goal of the ambitious XMM-LSS project is the obser vation of a condiguous area of 8x8 square degrees on the sky, in order to map the large-scale matter distribution with about 800 galaxy clusters. The 1000 times higher sensitivity compared to the ROSAT All-Sky Survey allows for the first time studies of the evolution of structure growth on scales up to several hundreds Megaparsecs between z=1 and today. Fig. 2-95 shows one of the first distant galaxy clusters detected in the XMM-CSS project.

Die Galaxienpopulation und die großräumige Struktur /
The Galaxy Population in the Large-Scale Structure

Die Kenntnis der großräumigen Struktur des Universums wird durch die nächste Generation von Galaxien-Rotverschiebungs-Durchmusterungen deutlich verbessert. Der Sloan Digital Sky Survey (SDSS) wird die Rotverschiebung von einer Stichprobe von ¾ Millionen Galaxien messen und damit genaue Schätzungen der Standard-Statistiken der großräumigen Struktur erhalten und damit die Möglichkeit einer anspruchsvollen Analyse der Eigenschaften der Galaxienverteilung eröffnen. The knowledge of the large-scale structure of the Universe is going to change by the new generation of galaxy redshift surveys. With Sloan Digital Sky Survey (SDSS) will measure a redshift sample of ¾ million galaxies which allows precise estimations of the standard statistics of the large-scale structure and provides the opportunity to analyse more sophisticated properties of the galaxy distribution.
Mit der Skalierungsindex-Methode kann man die Galaxie auf Grund ihres Abstandes zu Nachbargalaxien einer topologischen Struktur zuordnen. Numerische Simulationen belegen, dass mit dem lokalen Skalierungsverhalten leicht Galaxienhaufen, Filamente und Leerräume in der großräumigen Struktur identifiziert werden können. Die beobachtete Galaxienverteilung zeigt darüber hinaus noch Verzerrungen, hervorgerufen durch die Pekuliargeschwindigkeiten der Galaxien. Ein ofensichtliches Beispiel ist der "Finger of God"- Effekt, der Galaxienhaufen in der Sichtlinie langgestreckt erscheinen lässt, was die topologische Klassifikation verändert. Verwendet man statt einer isotropen eine anisotrope Abstandmetrik, kann man diese systematischen Fehler reduzieren. Eine Anwendung dieser Methode wird die Suche nach einer Korrelation zwischen den physikalischen Eigenschaften der Galaxien (z.B. Farbe, Morphologie) und der Topologie der umgebenden großräumigen Struktur sein.


The scaling index method assigns topological features to every galaxy depending on the neighbouring galaxies in a given distance. Numerical simulations confirmed that this local scaling behaviour easily identifies clusters, filaments and voids. Observed galaxy distributions show redshift space distortions caused by the peculiar velocity of galaxies. An obvious example is the "Finger of God"-effect which causes clusters of galaxies to appear elongated along the line of sight and therefore changes the topological classification. Instead of using an isotropic distance metric, anisotropic scaling indices can reduce these systematic errors in observed data. One application of this method will be the search for correlations between physical properties of galaxies (e.g. colour, morphology) and the topology of the surrounding galaxies.

Strukturen in der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung /
Structure in the Cosmic Microwave Background

Die Erkennung nicht-Gaußscher Signaturen in den Temperaturkarten der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB) ist derzeit einer der größten kosmologischen Herausforderungen, weil sie eine Trennung erlaubt zwischen verschiedenen kosmologischen Modellen (z.B. Inflationäre Szenarien, ekpyrotische/zyklische Braneworld-Szenarien, sich bewegende, nach der Wiedererhitzung erzeugte kosmische Strings usw.), die die Entwicklung des sehr frühen Universums beschreiben. The identification of non-Gaussian signatures in cosmic microwave background (CMB) temperature maps is one of the main cosmological challenges today, because it allows us to discriminate between different cosmological models (e.g. inflationary scenarios or ekpyrotic/cyclic Braneworld scenarios, moving cosmic strings created after pre-heating etc.), which govern the evolution of the very early universe.
Um hochempfindliche statistische Tests zur Erkennung nicht-Gaußscher Signaturen zu erarbeiten, wendeten wir Methoden auf simulierte CMB-Karten an, die im Rahmen nichtlinearer Zeitreihenanalysen entwickelt wurden. Mit der Methode der "constrained randomisation" wurden sogenannte Surrogat-Karten erzeugt, die sowohl dem Leistungsspektrum als auch der Amplitudenverteilung der simulierten CMB-Karten folgen, die die nicht-Gaußschen Signale enthalten, während sämtliche Korrelationen höherer Ordnung ausgelöscht wurden. Die Analyse aller Karten mit Maßen, die empfindlich auf die höheren Korrelationen sind (z.B. gewichtete Skalierungsindizes, Minkowski-Funktionale) führten zu einer statistisch signifikanten Trennung zwischen den Surrogatkarten und der ursprünglichen Karte. Eine signifikante Erkennung der nicht-Gaußschen Signaturen ist deshalb möglich. Wir konnten auch zeigen, dass dieser Ansatz sehr robust ist in Bezug auf überlagertes Rauschen und dass man nicht-Gaußsche Signale mit einer höheren Signifikanz als mit anderen Methoden erkennen kann. We applied techniques developed in the field of non-linear time series analysis to simulated CMB maps in order to design highly significant statistical tests for non-Gaussian signatures. With the method of constrained randomisation, so-called surrogate maps are generated which mimic both the power spectrum and the amplitude distribution of simulated CMB maps containing non-Gaussian signals while all higher order correlations are wiped out. Analysing all maps with measures sensitive to higher order correlations (for example weighted scaling indices, Minkowski funktionals) leads to a statistically significant discrimination between the surrogate and original maps. Thus a clear detection of non-Gaussian signatures is made possible. We could also show that this approach is very robust with respect to superimposed noise and that one can detect non-Gaussianity at higher noise level as with other techniques recently proposed.
[Böhringer, Bunk, Huber, Morfill, Räth, Retzlaff, Schuecker]

MPE Jahresbericht 2002 / MPE Annual Report 2002


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