MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003

2.    Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

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

Sterne und ihre interstellare Umgebung können wir am Besten in unserer Galaxie studieren. Mit Messungen an Sternhaufen, interstellaren Wolken, und diffuser Radioaktivität untersuchen wir, wie sich Sterne bilden, und wie sie das interstellare Medium formen. Unser großräumiges Bild der interstellaren Materie testen wir anhand der kosmischen Strahlung. In späten Sternentwicklungs-Phasen ereignen sich gewaltige Ereignisse wie Novae und Supernovae, und führen zu kompakten Reststernen, den weißen Zwergen, Neutronensternen, und schwarzen Löchern. Charakteristische Strahlung wird durch Akkretion von Materie auf diese Reststerne oder durch Konversion deren Rotationsenergie hervorgerufen, und enthüllt uns so die Eigenschaften dieser exotischen Sterne.

Individual stars and their interstellar environment can be studied best in our Galaxy. Observing stellar clusters, clouds, and diffuse radioactivities, we investigate star formation activity and its interstellar-medium feedback. Cosmic-ray properties allow to verify the consistency of our understanding of the interstellar medium at large-scales. Late and final stages of stellar evolution lead to violent processes like novae and supernovae and remnant stars such as white dwarfs, neutron stars, and black holes. Characteristic radiation emerges from accretion processes or rotational-energy conversion, and reveals the properties of these exotic stars.

Unser Institut ist beteiligt an Durchmusterungen von Sternbildungsregionen bei infraroten und sub-mm Wellenlängen, und in Suchprogrammen nach Planeten und jungen Sternen an Großteleskopen der 8-10m-Klasse. Aus Periodizitäten in der Emission von Novae und von Quellen mit niederenergetisch-betontem Röntgen-Spektrum schließen wir, dass Kernfusion auf der Oberfläche akkretierender weißer Zwerge instabil verläuft. Aus Rotations-Energieverlusten in einzelstehenden Neutronensternen können wir auf die Zustandsgleichung dieser exotischen Materie schließen; in den Magnetosphären solcher Neutronensterne (Pulsare) können Teilchen auf hohe Energien beschleunigt werden, sie erlauben uns eine Untersuchung dieser Regionen. Die vielfach gemessenen mysteriösen Ausbrüche von Gamma-Strahlung (Gamma-Bursts) zeugen vermutlich direkt von der Entstehung eines schwarzen Lochs. Das Nachglühen solcher Ausbrüche konnten wir erstmals mit hoher zeitlicher Auflösung und in polarisierter Strahlung beobachten. Damit wurde erstmals direkt ein Bezug zwischen Gammastrahlen-Ausbrüchen und Kernkollaps-Supernovae hergestellt, u.a. durch Nachweis des Übergangs von der Strahlungs-Charakteristik beschleunigter Teilchen zu linien-dominierter Emission wie wir sie von Supernovae kennen. Diffuse Radioaktivität aus der inneren Galaxie sieht INTEGRAL mit hoher spektraler Auflösung. Eine Analyse der Dopplerverschiebung radioaktiv erzeugter Gammalinien erlaubt uns, die Gas-Kinematik von Regionen mit zahlreichen jungen Sternen und Supernova-Ereignissen sowie die physikalischen Bedingungen der Annihilation von Positronen im interstellaren Medium zu untersuchen. Für das interstellare Medium wurden am Institut erstmals 3-dimensionale dynamische Modelle in guter räumlicher Auflösung erstellt. Daraus erkennen wir, dass rasche Phasenübergänge üblich sind und das gängige parametrische Phasen-Modell wohl zu einfach ist, um die beobachteten Strömungen und Filamentstrukturen realistisch darzustellen.

Our institute is involved in surveys of star-forming regions in infrared and submillimeter radiation, and in searches for young stars and planets using adaptive-optics spectra from 8-10m class telescopes. In studies of supersoft sources and of novae, periodicities have been identified, which indicate that nuclear burning is rather unstable on the surfaces of white dwarfs which accrete matter from their companion stars. Rotational-energy loss in isolated neutron stars has been investigated in terms of the equation-of-state of this exotic neutron-star matter; particle-acceleration characteristics relate to details of the magnetosphere around such strongly magnetized stars. Gamma-ray bursts are probably related to the formation of stellar-mass black holes; we have observed the initial afterglow emission at high time resolution and with polarization. This is among the first direct proofs of a connection between gamma-ray bursters and core-collapse supernovae, through tracking the transitions in spectral properties from jet-produced synchrotron emission to line-dominated emission as characteristic for a supernova. INTEGRAL has measured diffuse emission from radioactivity in the inner Galaxy at high spectral resolution, which will allow Doppler analysis to investigate the kinematics and positron annihilation conditions in these regions of enhanced massive-star and supernova activity. Models of the interstellar medium have been constructed at the institute for the first time in 3-dimensional resolution of turbulent-energy injections over time; these demonstrate that violent phase transitions of the ISM are common, and conventional parametric models may be too simplified for a realistic interpretation of observed flows and filamentary structure evolution.

2.2.1.   Junge Sterne und Stellare Objekte / Young Stars and Stellar Objects

Eines der großen ungelösten Probleme der Sternentstehung ist die Massenverteilung der Sterne bei ihrer Entstehung und der Zusammenhang mit den physikalischen Zuständen in den jeweiligen Sternentstehungsgebieten. Mit der NAOS/CONICA Kamera (mit adaptiver Optik) am VLT haben wir die Massenverteilung bis unterhalb der Wasserstoffbrennen-Massengrenze in den massereichsten Sternentstehungsgebieten unserer Galaxis gemessen: NGC 3603, W51 und dem Quintuplet-Cluster. Jedes dieser Gebiete ist ~100-mal leuchtkräftiger als das Orion Sternentstehungsgebiet.

One of the major unsolved problems in star formation is the distribution of stellar birth masses and its relation to physical conditions in the star-forming region. With the NAOS/CONICA adaptive optics camera on the VLT, we measured the distribution of stellar masses down to and below the hydrogen-burning limit in a sample of the most massive star-forming regions in our Galaxy: NGC 3603, W51, and the Quintuplet cluster, each typically 100 times more luminous than the Orion star-forming region.

Wir untersuchten ferner die im fernen Infraroten hellsten IRAS-Quellen in der äußeren Galaxis mit dem IRAM, dem Heinrich-Hertz und dem James-Clerk-Maxwell-Teleskop. Wir fanden, dass es sich typischerweise um Mehrfachquellen handelte, jedoch stimmten die IRAS-Positionen häufig nicht mit den Molekülwolkenkernen überein, so dass Quellenidentifikationen vorläufig gewesen sein könnten (Abb. 2-15). Massen und Dichten der Wolkenkerne liegen zwischen 200-5000 M und 105-108 cm-3..

With the IRAM, Heinrich-Hertz-, and James-Clerk-Maxwell-Telescopes, we investigated the FIR-brightest IRAS sources in the outer Galaxy. We find that multiple sources are common, but IRAS sources do often not coincide with molecular cloud cores, so that source identifications may be premature (see Fig. 2-15). Masses and densities per condensation are found to be 200-5000 M, and 105-108 cm-3, respectively.

Abb. 2-15: Beispiel für ein Sternentstehungsgebiet: mm-Karte (Konturen) mit einem 2MASS Falschfarbenbild (J-, H-, K-Band) als Hintergrund, IRAS-Quellen (gelbe Rauten mit Fehlerellipse), MIR-Quellen (MSX, blaue Kreuze) und Radioquellen (NVSS, grüne Dreiecke)

Fig. 2-15: Starforming region example: millimetre map (contours), with a 2MASS "true colour" image (J-, H-, K-band) as background, IRAS sources (yellow diamonds, with error ellipse), MIR-sources (MSX, blue crosses) and radio sources (NVSS, green triangle).

Aus Spektren von Flare-Sternen konnten wir über die Li-Absorptionslinie (6708 Å) deren Alter abschätzen und dieses mit der Emission von Ha-, Mg Ib- und Ca-Linien vergleichen. Wir fanden, dass mit Altern zwischen 100 Myr und der Alter-Null-Hauptreihe diese Sterne tatsächlich nah und sicherlich Vorhauptreihensterne sind. Wir entdeckten den nächsten Vorhauptreihenstern zur Sonne, HIP108405A, mit einem Alter von ~10 Millionen Jahren in einer Entfernung von 16.1 pc. Damit ist er jünger als der bisherige Rekordhalter GJ 182 (20±10 Millionen Jahre, 27 pc). Eine Spektralanalyse erlaubte die Bestimmung der Schwerebeschleunigung an der Oberfläche, der chemischen Zusammensetzung und der Temperatur des neu identifizierten nahen Sternes.

From spectra of flare stars, we could use the detection of lithium as age indicator (absorption at 6708 Å) and compare this to emission of the Ha-, the Mg Ib- and the Ca-lines. We find that with ages between 100 Myr and the zero-age main sequence, these stars are indeed nearby and clearly pre-main sequence. We discovered the closest pre-main sequence star to the Sun, HIP108405A, with an age of ~10 Myrs and at a distance of 16.1 pc, younger than the previous record holder GJ 182 (20±10 Myr, 27 pc). Methods of spectral synthesis analysis allow to determine the surface gravity, the chemical composition, and the temperature, on these newly-identified young and nearby stars.

Adaptive Optik an 8-10m Teleskopen (z.B. VLT oder Keck) erlauben uns Details auf einer Skala von 5 AE (ca. die Entfernung Sonne – Jupiter) innerhalb von ~100 pc aufzulösen. Wir setzen unsere Suche nach zirkumstellaren Scheiben und stellaren/substellaren Begleitern fort.

Adaptive optics on 8-10m class telescopes (e.g. VLT or Keck) allows us to resolve details on a scale of 5 AU (about the distance between Sun & Jupiter) within ~100 pc of the sun. We continue our search for circumstellar disks and stellar/substellar companions.

[Eisenhauer, Harayama]

2.2.2.   Novae and Variable Stars / Novae und Veränderliche Sterne

Röntgenquellen mit niederenergetisch betontem Spektrum, wie von ROSAT in M31 entdeckt, sind wahrscheinliche Vorläufersterne von thermonuklearen Supernova-Explosionen. Überraschenderweise konnten wir mit Chandra nur eine dieser Quellen, Nova V4743 Sagittarii, entdecken. Möglicherweise variieren diese Quellen in ihrer Helligkeit auf der Zeitskala weniger Monate. Sollten diese Quellen vorwiegend enge Binärsysteme mit Wasserstoffschalenbrennen sein, so impliziert dies eine relativ hohe Massenübertragungsrate.

Supersoft X-ray sources are candidate progenitors for thermonuclear supernova explosions, and had been discovered with ROSAT in M31. Surprisingly, we could detect only one of these sources, Nova V4743 Sagittarii, with Chandra. This suggests that the variability time scale of supersoft sources is a few month only. If the majority of these sources are close-binaries with shell hydrogen burning, it further implies that these sources predominantly have rather large mass transfer rates.

Abb. 2-16: V4743 Sagittarii (Nova Sgr 2002 No. 3) Lichtkurven: Nieder- und hochenergetische Röntgenstrahlung (oben), und das Verhältnis dieser (unten). Die ~1325-Sekunden Periode ist augenscheinlich,
ebenso der Übergang in eine Bedeckung.

Fig. 2-16: V4743 Sagittarii (Nova Sgr 2002 No. 3) light curves: Soft and hard X-rays (top), and the hardness ratio (bottom). The ~1325 sec periodicity is evident, as is the ingress into an eclipse.

Die Lichtkurven von Nova V4743 Sagittarii zeigen starke Amplitudenvariationen mit ~22 min Periode mit starken und abrupten Helligkeitsänderungen (Abb. 2-16). Das Verhältnis nieder- zu hochenergetischer Strahlung ändert sich in Korrelation zu diesen Oszillationen, zum Abfall hin wird die Strahlung niederenergetischer. H- und He-artige Absorptionslinien von O, N, und C deuten auf Temperaturen im Bereich 1-2 MK und Ausstoßgeschwindigkeiten von ~2400 km s-1 hin. Emissionslinien von C VI, N VI und N VII legen nahe, dass wir im Ausbruch herausgeschleudertes, expandierendes Material aus dem CNO-Zyklus sehen.

The Nova V4743 Sagittarii light curves showed large-amplitude oscillations with a period of ~22 minutes, followed by a sharp decline in the total count rate (Fig. 2-16). Hardness ratio changes are correlated with these oscillations and show softening during the decline in intensity. H-like and He-like absorption lines of oxygen, nitrogen, and carbon indicate temperatures between 1 and 2 MK, and ejecta velocities of ~2400 km s-1. Emission lines of C VI, N VI, and N VII suggest that we see the expanding gas ejected during the outburst, probably originating from CNO-cycled material.

[Burwitz]

2.2.3.   Endstadien der Sternentwicklung / Final Stages of Stellar Evolution

Neutronensterne / Neutron Stars

Röntgen-helle und radio-leise kompakte Objekte in Supernova-Überresten bleiben rätselhaft. Weiche, offenbar thermische Röntgenspektren und die Abwesenheit von Pulsaraktivitäten (z.B. Radio- oder Gammastrahlen-Emission, kompakte Synchrotronnebel) werden nicht von in Supernova-Explosionen geborenen Neutronensternen erwartet. Von einem dieser Objekte, 1E 1207.4-5209 im SNR PKS 1209-51/52, haben wir mit Chandra eine Spin-Periode von 424 ms entdeckt. Unsere Abschätzung der Änderung der Periode würde jedoch auf ein charakteristisches Alter des Pulsars oberhalb des SNR-Alters hinweisen. Zudem fanden wir zwei Absorptionsstrukturen bei 0.7 keV und 1.4 keV, die erste Entdeckung derartiger Linienstrukturen im Spektrum eines isolierten Neutronensternes. Diese Linien könnten durch atomare Übergänge von Elementen auf der stark magnetisierten Neutronenstern-Oberfläche oder durch Elektronen-Zyklotronabsorption in einem Magnetfeld von ~6·106 G hervorgerufen werden. Beobachtungen mit XMM-Newton bestätigen die Absorptionsstrukturen und zeigten zwei weitere Linien bei 2.1 und 2.8 keV. Die Zeitsignatur dieser Quelle ist ebenfalls seltsam; ihre Spinperiode variiert nicht monoton. Mögliche Interpretationen sind Zeitsprünge des Pulsars, Scheibenakkretion von verbleibendem Supernova-Material, oder ein weites Doppelsternsystem mit langer Periode und einem Begleitstern niedriger Masse; wir finden letzteres am plausibelsten.

A number of X-ray bright but radio-quiet compact objects in supernova remnants remain enigmatic. Soft, apparently thermal, X-ray spectra and a lack of pulsar activities (e.g., radio and/or gamma-ray emission, compact synchrotron nebulae) are unexpected from what are believed to be neutron stars formed in supernova explosions. From one of these objects, 1E 1207.4-5209 in the SNR PKS 1209-51/52, we detected a spin period of 424 ms with Chandra. Our estimate of the period derivative, however, implies a characteristic age of the pulsar much longer than the age of the SNR. Moreover, two absorption features were found at energies of 0.7 and 1.4 keV, the first detection of such line features in the spectrum of an isolated neutron star. These lines could be explained as absorption caused either by atomic transitions in chemical elements on the strongly magnetized neutron star surface or by electron cyclotron absorption in a magnetic field of B~6·1010 G. Observations with XMM-Newton confirmed the existence of the absorption features and revealed two more lines at 2.1 and 2.8 keV. The timing signature from this source is peculiar as well; its spin period does not vary monotonically. This could be interpreted either as a glitching pulsar, as accretion from a disk possibly formed from ejecta produced in the supernova explosion, or as a wide binary system with a long period and a low-mass companion; we find the latter most plausible.

Geminga, 1973 durch seine 100 MeV Gammastrahlung entdeckt, ist ein Neutronenstern mit erheblich höherem Alter als 1E 1207.4-5209. Seine niederenergetische Röntgenemission mit thermischen und nicht-thermischen Komponenten identifizierte ihn als rotationsgetriebenen Neutronenstern mit einer Pulsationsperiode von 237 ms. Die mit XMM-Newton entdeckte Emission dehnt sich parallel und symmetrisch zum Eigenbewegungsvektor des Pulsars aus (Abb. 2-17). Diese Röntgenstruktur um Geminga, die sich von der anderer Pulsare unterscheidet, ist als Bow-Schock modelliert worden, der sich an der Stelle bildet, an der der Rotationsenergieverlust des Pulsars und der dynamische Druck aus der Überschallbewegung im ISM gleich groß sind. Dieses Modell ergibt einen Inklinationswinkel Gemingas (bzgl. der Himmelsebene) von <30°, eine Umgebungsdichte von 0.06<rISM<0.15
Atome cm-3, die im Einklang mit der Dichte in der Region ist, und eine Machzahl des Bow-Schocks im Bereich 14-20.

A neutron star significantly older than 1E 1207.4-5209 is Geminga, discovered by its 100 MeV gamma-ray emission in 1973. Its soft X-ray emission identified it as a rotation-driven neutron star with a pulsation period of 237 ms and with thermal and non-thermal components in its X-ray spectrum. With XMM-Newton we discovered extended emission in the form of two tails, aligned and symmetric with respect to the pulsar proper motion vector (Fig. 2-17). This X-ray structure around Geminga, different from those of other pulsars, has been modelled as a bow shock formed at the interface where the pulsar energy loss from spin-down equals the dynamical pressure generated by its supersonic motion in the ISM. From this model the inclination angle of Geminga with respect to the plane of the sky must be <30°, the total ambient medium density 0.06<rISM<0.15 atoms cm-3, consistent with the density of the region around Geminga, and the bow shock Mach number in the range 14-20.

Abb. 2-17: Röntgenaufnahme des Geminga Pulsars durch die "European Imaging Camera" auf XMM-Newton. Zu erkennen sind zwei langgestreckte Schwänze diffuser Emission, die der Quelle entspringen. Der Pfeil markiert die Richtung der Eigenbewegung des Neutronensterns, zu dem die Schwänze parallel ausgerichtet erscheinen.

Fig. 2-17: X-ray image of the Geminga pulsar as seen with the European Imaging Camera onboard XMM-Newton. Two elongated tails of diffuse emission are seen to emerge from the source. The arrow indicates the neutron stars proper motion direction to which the tails are aligned.

Im ROSAT "Bright Source Survey" sind sieben Quellen als Neutronensterne identifiziert, die weder mit einem Supernova-Überrest verbunden sind noch pulsierende Radio-Emission zeigen. Sie zeigen Schwarzkörper-ähnliche Spektren, die gedeutet werden als photosphärische Emission von Neutronensternen, welche entweder abkühlen oder mit geringer Rate Materie aus dem interstellaren Medium akkretieren. Auch für das hellste dieser Objekte, RX J1856.5-3654, zeigen unsere Chandra LETGS Beobachtungen keine Absorptionsstrukturen, die von Ionenübergängen in dem beobachteten Schwarzkörper-Spektrum erwartet werden. Das super-starke Magnetfeld (B~1013 G) würde die Energieniveaus der inneren Landau-Orbitale schwerer Ionen im beobachteten Spektralbereich gleichförmig auffächern und wegen Dispersion der Magnetfeldstärke über der Sternoberfläche zu einem Kontinuum ausschmieren. Aus dem Röntgen- und optischen Spektrum der Quelle und der durch optische Astrometrie gemessenen Entfernung leiten wir eine untere Grenze für die Masse-Radius Relation von RX J1856.5-3654 ab (Abb. 2-18). Die damit für diesen Neutronenstern geforderte ziemlich steife Zustandsgleichung schließt einen Quark-Stern mit Sicherheit aus.

In the ROSAT Bright Source Survey a total of seven sources have been identified as neutron stars which are neither connected with a supernova remnant nor show pulsed radio emission. They exhibit blackbody-like spectra which are interpreted as photospheric emission from neutron stars which are either cooling or accreting matter from the interstellar medium at a low rate. Also for the brightest of these objects - RX J1856.5-3754 – our Chandra LETGS observations do not show any absorption features which would be expected from ionic transitions in the observed blackbody spectrum. The super-strong magnetic field (B~1013 G) would cause the energy levels of the inner Landau orbitals of heavy ions to be roughly equally-spaced in the spectral range of the LETG spectrometer, effectively smeared out to a continuum by the dispersion of the magnetic field strength over the stellar surface. From the X-ray and optical spectrum of the source and the distance measured by optical astrometry, we derive a lower limit for the mass-radius relation of RX J1856.5-3754 (Fig. 2-18). This neutron star requires a rather stiff equation-of-state, a quark star can be firmly excluded.

Abb. 2-18: Die Masse-Radius Beziehungen für verschiedene Zustandsgleichungen von Kernmaterie. Die rote Kurve entspricht einem R¥ von 16.8 km, was aus einer Anpassung von Schwarzkörperstrahlung an das optische und Röntgenspektrum von RX J1856.5-3654 abgeleitet wird, und was eine untere Grenze für die M-R Beziehung dieses Neutronensterns ist.

Fig. 2-18: The mass-radius relations for various equations of state for the nuclear matter. The red curve corresponds to a R¥ of 16.8 km derived from a black-body fit to the optical and X-ray spectrum of RX J1856.5-3754, a lower limit to the M-R relation of this neutron star.

Im Gegensatz zu RX J1856.5-3654 zeigt das mit XMM gemessene Röntgenspektrum von einem anderen Mitglied dieser Gruppe, RBS1223, starke Abweichungen von einem Schwarzkörperspektrum bei Energien unterhalb von 500 eV. Das Mischmodell aus einem Schwarzen Körper plus einer Absorptionslinie mit einer Äquivalentbreite von 150 eV repräsentiert jedoch das Spektrum adäquat. Wahrscheinlichste Interpretation der Absorptionsstruktur ist die einer Zyklotron-Resonanzlinie, die in dem starken Magnetfeld des Neutronensterns durch Protonen (nicht Elektronen) produziert wird. In diesem Modell führt die Linienenergie von 100-300 eV zu einer Magnetfeldstärke von 2-6·1013G für einen Neutronenstern mit Masse 1.4 M und Radius 10 km. Kürzliche XMM-Newton Beobachtungen deuten darauf hin, dass solch breite Absorptionsstrukturen ebenfalls in den Spektren anderer Neutronensterne dieser Gruppe vorhanden sind.

In contrast to RX J1856.5-3754, the X-ray spectrum measured with XMM from another member of this group, RBS1223, shows strong deviations from a blackbody spectrum at energies below 500 eV. Modelling the spectrum with a compound model consisting of a blackbody plus an absorption line with an equivalent width of 150 eV, however, represents the spectrum adequately. The most likely interpretation of the absorption feature is a cyclotron resonance line, produced in the strong magnetic field of the neutron star by protons rather than electrons. In this model, the line energy of 100-300 eV yields a magnetic field strength of 2-6·1013 G for a neutron star with a mass of 1.4 M and a radius of 10 km. Recent XMM-Newton observations suggest that such a broad absorption feature is present in the X-ray spectra of other neutron stars of this group as well.

[Becker, Burwitz, Haberl, Thoma, Trümper, Zavlin]

2.2.4.   Quellen von Gammastrahlen-Ausbrüchen / Gamma-Ray Burst Sources

Gammastrahlen-Ausbrüche (GRBs) wurden mit INTEGRAL bei Gamma-Energien und mit boden-gebundenen Teleskopen im Optischen und Nahinfraroten untersucht. Seit dem Start des ESA-Gammastrahlen-Observatoriums INTEGRAL im Oktober 2002 wurden sieben GRBs im Gesichtfeld der beiden Hauptinstrumente gemessen, dem abbildenden IBIS und dem Spektrometer SPI. In allen Fällen wurde die erste Lokalisierung mit IBIS erzielt und an die wissenschaftliche Gemeinschaft mit Hilfe des INTEGRAL GRB-Alarmsystems (IBAS) gemeldet, um schnelle Nachbeobachtungen zu ermöglichen. Die mit SPI ermittelten Positionen, Intensitäten und spektralen Verteilungen bestätigten die Ergebnisse von IBIS. Da INTEGRAL hauptsächlich im Bereich der galaktischen Ebene beobachtet, konnte nur bei einem der sieben GRBs ein Nachglühen beobachtet werden. Bei GRB 030227 zeigten beide Instrumente Hinweise für eine spektrale "hart zu weich" Entwicklung.

Gamma-ray bursts (GRBs) were studied in the gamma-ray range with INTEGRAL, and in the optical/near-infrared region with ground-based telescopes. Since the launch of ESA's gamma-ray mission INTEGRAL in October 2002, seven GRBs were detected in the field of view of its two main instruments, the imager IBIS and the spectrometer SPI. In all cases the primary location was obtained by IBIS, and the alert was distributed to the scientific community by the INTEGRAL burst alert system (IBAS) for rapid follow-up observations. The localizations, peak fluxes, fluences, and spectral shapes obtained with SPI confirmed the IBIS results, and as a side product demonstrated the good cross-calibration of these instruments. INTEGRAL is observing mostly in the galactic plane, therefore a GRB afterglow was detected only for one of these 7 GRBs. For GRB 030227 evidence for a hard-to-soft spectral evolution was found by both instruments.

Das Antikoinzidenzsystem (ACS) von SPI erlaubt den Nachweis von GRBs aus nahezu allen Himmelsrichtungen mit einer Zeitauflösung von 50 ms, allerdings ohne Orts- und Energieinformation. Im ersten Jahr der INTEGRAL Mission wurden so 235 mögliche GRB Ereignisse nachgewiesen, 93 davon sind mit anderen Instrumenten als GRB bestätigt. Die Verteilung der GRB-Zeitdauern ist bimodal, mit einem Maximum bei <1s und einem bei ~50 s, ähnlich wie bereits mit BATSE beobachtet. Die ausschließlich von SPI/ACS gemessenen Ereignisse zeigen allerdings häufiger Zeitdauern zwischen 50 und 150 ms, einen Unterschied den wir noch nicht verstehen. Vielleicht sind es durch kosmische Teilchenstrahlung verursachte oder instrumentelle Effekte.

The anticoincidence shield (ACS) of SPI offers the possibility to detect GRBs from nearly all sky directions with a time resolution of 50 ms, though without spatial and energy detail. A total of 235 GRB candidates have been detected during the first year of the INTEGRAL mission, 93 of these were confirmed by other instruments (mainly on satellites forming the 3rd Interplanetary Network). The sample of confirmed ACS GRBs exhibits a bimodal distribution of durations, with maxima at <1 s and ~50 s, similar to what had been found with BATSE. However, a significant fraction of the unconfirmed events has durations of 50-150 ms. At the moment their nature is still unresolved and might partly be of cosmic-ray and/or instrumental origin.

Abb. 2-19: Zeitverlauf der Polarisation (oben und Mitte) und Helligkeit im R-Band (unten; nach Subtraktion des für ungestörten Abfall erwarteten Potenzgesetzes t-1.64) des optischen Nachleuchtens von GRB 030329 während der ersten 38 Tage. Vertikale Gelbschattierungen markieren Phasen sprunghaften Helligkeitsanstiegs. Der Beitrag einer Supernova (durchgezogene Linie unten rechts) wird erst ~10 Tage nach dem GRB merklich.

Fig. 2-19: Evolution of the polarization (top and middle) and R-band magnitude (bottom; after subtraction of the powerlaw t-1.64 describing undisturbed decay) of the optical afterglow of GRB 030329 during the first 38 days. Vertical yellow bars mark re-brightening transitions. Contributions from an underlying supernova (solid curved line) do not become significant until ~10 days after the GRB.

Bodengestützte Beobachtungen des Nachglühens von GRB 030329 haben unser Verständnis von GRBs wesentlich vorangebracht, speziell die Aspekte der Abstrahlung scharf gebündelter Jets und der Zusammenhang mit Supernovae. GRB 030329 war der sonnennächste je beobachtete GRB. Sein Nachglühen war eines der hellsten und lange andauerndsten, somit eine einmalige Gelegenheit für bodengestützte Nachbeobachtungen (Abb. 2-19). Erstmals konnte der Polarisationszustand über lange Zeit verfolgt werden. Faszinierende Variabilität in Polarisationsgrad und -winkel waren innerhalb von Stunden zu beobachten. Insgesamt sind die Messungen damit im Einklang, dass der GRB aus einem Jet mit einer Anfangsspreizung von 3° kommt. Der niedrige Polarisationsgrad impliziert, dass die parallele und senkrechte Magnetfeldkomponente weniger als 10% differieren, woraus wir eine verwirbelte Magnetfeldstruktur ableiten. Diese wird vermutlich durch Turbulenzen auf der Schock-Rückseite verstärkt, so dass es sich also nicht um ein schon vor dem GRB existierendes Feld handelt.

From ground-based follow-up observations, the afterglow of GRB 030329 has substantially enhanced our understanding of the GRB phenomenon, in particular the non-isotropic emission into highly collimated jets, and the connection to supernovae. GRB 030329 has been the closest canonical GRB ever, and showed one of the brightest, long-lived afterglows, allowing unprecedented ground-based studies (Fig. 2-19). For the first time a long sequence of polarization measurements could be performed, demonstrating fascinating variability in both the polarization degree and angle on time scales as short as hours. The global behaviour is consistent with the interpretation that the GRB is produced in a relativistic jet with an initial opening angle of 3°. Furthermore, the low level of polarization implies that the components of the magnetic field parallel and perpendicular to the shock do not differ by more than ~10%, and suggests an entangled magnetic field, probably amplified by turbulence behind shocks, rather than a pre-existing field.

Nach etwa 5 Tagen änderte sich das optische Nachglühen allmählich, vom flachen Spektralverlauf einer Synchrotronquelle zu einem stark strukturierten Spektrum (Abb. 2-20). Mit der Zeit hebt sich klar ein Spektrum heraus, wie wir es von Supernovae der energiereichsten Kategorie, den "Hypernovae", kennen. Dies ist ähnlich der SN 1998bw, für die an gleicher Stelle (3 Bogenminuten entfernt) gleichzeitig (innerhalb 12 Stunden) ein GRB gemessen wurde. Man glaubt, dass diese Hypernovae von Explosionen sehr massereicher Sterne (25-100-faches der Sonne) herrühren. Die Spektren, die das GRACE Konsortium mit VLT/
FORS für
GRB 030329 messen konnte, ergeben 10 Tage nach der Explosion eine Expansionsgeschwindigkeit von 36000 km s-1 (von der Si II Absorptionsstruktur). Sowohl dieser Wert als auch die hohe Gesamtenergie machen dieses Ereignis einmalig.

Finally, after about 5 days, the optical afterglow spectrum slowly changed from its flat synchrotron power law into a highly structured spectrum (Fig. 2-20). The spectra show the gradual and clear emergence of a supernova spectrum of the most energetic class (SN Ic) known, a "hypernova". This is very similar to the case of SN 1998bw for which a GRB coincident in space within (3 arcmin on the sky) and time (within 12 hrs) was recorded. It is generally believed that these hypernovae are caused by the explosion of a very massive star - presumably 25-100 times more massive than the Sun. The sequence of VLT/FORS spectra collected for GRB 030329 by the GRACE consortium allow to determine the expansion velocity (using the Si II absorption troughs) to 36000 km/s after 10 days. This and the total energy make this the most extreme member of the class of hypernovae.

 

 

 

Abb. 2-20: Entwicklung des Spektralverlaufs für die Hypernovae SN 2003dh, assoziiert mit GRB 030329. Zum Vergleich ist das Spektrum der Supernova SN 1998bw gezeigt, für die eine GRB Assoziation erstmals erkannt worden war.

Fig. 2-20: Evolution of spectra for hypernovae SN 2003dh, which is associated with GRB 030329. The spectral evolution for hypernova SN 1998bw is shown for comparison; this had been the first clear case of a supernova/GRB association.

In den letzten Jahren hat sich die Vermutung erhärtet, dass GRBs den Kollaps massereicher Sterne signalisieren. Diese Idee entstand mit der wahrscheinlichen Assoziation eines ungewöhnlichen GRB mit Supernova 1998bw. Weitere Hinweise sind das Zusammentreffen von GRB-Orten mit Sternentstehungsregionen, verdächtige supernova-ähnliche Buckel im Nachglühen einiger GRBs, und Linien-Emission im Röntgen-Nachglühen als Anzeichen frisch erzeugter Elemente.

During the past years circumstantial evidence has mounted that GRBs signal the collapse of massive stars. This idea was born by the probable association of the unusual GRB with the supernova SN 1998bw. More clues include the association of GRBs with regions of massive star-formation in distant galaxies, tantalizing evidence of supernova-like light-curve bumps in the optical afterglows of some GRBs, and X-ray line emission in X-ray afterglows indicating freshly synthesized elements.

Unsere neuen Messungen von GRB 030329 sind erste solide Hinweise auf einen Zusammenhang zwischen GRBs und sehr energiereichen Supernova-Explosionen. Damit stützen sie das Modell einer nahezu sofortigen, asymmetrischen Implosion des Kerns eines massiven Sterns am Ende seiner Entwicklung (das "Kollapsar"-Modell). Das Fehlen von Wasserstofflinien im Spektrum bestätigt dies durch den Hinweis, dass der Stern vor der Explosion in einer Wolf-Rayet-Phase seine Wasserstoffhülle verlor.

These new observations of GRB 030329 provided the first solid evidence for a connection of GRBs to (some) very energetic supernovae, thus supporting the model of a nearly instantaneous, non-symmetrical collapse of the inner region of a highly developed star (known as the "collapsar" model). In fact, the lack of hydrogen lines in the spectra is consistent with model expectations that the progenitor star lost its hydrogen envelope to become a Wolf-Rayet star before exploding.

[Greiner, v.Kienlin, Lichti, Rau, Schönfelder]


2.2.5   Die Galaxis und das Interstellare Medium / The Galaxy and its Interstellar Medium

Diffuse Kontinuumstrahlung bei Gamma-Energien / Diffuse Continuum Emission in Gamma-Rays

Die innere Galaktische Scheibe ist eine starke Quelle diffuser Kontinuumsemission bei Röntgen- und Gamma-Energien. Während die physikalischen Prozesse von e+e- Annihiliation klar sind, die die Positron-Linie und das Positronium-Kontinuum produzieren, versteht man das übrige Kontinuum nicht, obwohl nicht-thermische Bremsstrahlung der wahrscheinliche Prozess ist. Hochauflösende Abbildungen mit Chandra haben, nach Quell-Subtraktion, die Existenz diffuser
Emission bestätigt. Die damit verbundene Leuchtkraft von einigen 1030 erg s-1 ist bemerkenswert, ein Ursprung ist nicht bekannt.

The inner Galactic ridge is an intense source of diffuse continuum emission at hard X- and soft gamma-ray energies. While the physical process (e+e- annihilation) producing the positron line and positronium continuum is clear, the source of the remaining continuum is not, although nonthermal Bremsstrahlung is most likely. Also high-resolution imaging with Chandra confirms remaining diffuse emission, after sources have been removed. The implied luminosity of a few 1038 erg s-1 is remarkable, and no candidate source objects are known.

Abb. 2-21: Maximum-Entropy Abbildung der inneren Galaxis in zwei Energiebändern von SPI Daten (links: 18-40 keV, rechts: 40-100 keV). Die Karten sind aufs galaktische Zentrum zentriert und decken ± 50o in galaktischen Längengraden und ± 25° in galaktischen Breitengraden ab.

Fig. 2-21: Maximum entropy images of the inner Galaxy using SPI data in two energy bands (left: 18-40 keV, right: 40-100 keV). The maps are centered on the Galactic Center and cover ± 50° in longitude and ± 25° in latitude.

Die Gamma-Karte (Abb. 2-21) aus der ersten INTEGRAL/SPI Himmelsdurchmusterung der inneren Galaxis zeigt neben vielen bekannten Röntgenquellen auch Hinweise auf diffuse Emission. Wir modellieren die unbekannte Verteilung der Emission mit anderweitigen Messgrößen der großskaligen galaktischen Struktur, nämlich einer Kombination aus, entlang der Sichtlinie integrierten, HI und CO Himmelsdurchmusterungen (die atomares bzw. molekulares Gas reflektieren), sowie Komponenten für Positroniums-Emission und Hintergrund.

The SPI image (Fig. 2-21) obtained from the first INTEGRAL survey of the inner Galaxy shows indications of diffuse emission and a number of known high-energy X-ray sources. Since the distribution of the emission is unknown but certainly correlated with tracers of the large-scale Galactic structure, we fit SPI data to a linear combination of line-of-sight integrated HI and CO surveys (which trace the atomic and molecular gas) and positronium emission, together with background components.

Das resultierende Spektrum (Abb. 2-22) zeigt näherungsweise ein Potenzgesetz, mit einem klaren Hinweis auf eine Positron-Annihiliationskante bei 511 keV (die Annihilationslinie selbst ist durch breite
Energiekanäle unterdrückt). Die von uns gemessene Emission ist weniger intensiv als von CGRO/OSSE in Richtung Galaktisches Zentrum
(l/b = 0/0) gemessen. Die Faktoren 0.5 (für Kontinuum) und 0.3 (für Positronium) sind verständlich durch den niedrigeren Beitrag der Annihilations-Emission in der von uns betrachteten größeren Region (340°<l<20°).

The resulting spectrum (Fig. 2-22) has approximately a power-law form. There is clear evidence for a positron annihilation component through the positronium edge at 511 keV. (Note that the 511 keV line itself is suppressed here due to the broad energy binning). Our spectrum is less intense than the Galactic-Center (l/b = 0/0) result from CGRO/OSSE by a factor of 0.5 for the continuum and 0.3 for positronium components. This is understandable because over our entire Galactic plane region (340°<l<20°), the annihilation contribution is lower on average.

Abb. 2-22: SPI/INTEGRAL Spektrum der Gammastrahlung von der inneren Galaxis, summiert über diffuse Komponente (340°<l<20°, |b|<5o). Zum Vergleich ist das re-normierte Spektrum von CGRO/
OSSE um l/b = 0/0 gezeigt. Die einzelnen Komponenten sind: exponentiell gedämpftes Potenzgesetz (rot), hochenergetisches Kontinuums-Potenzgesetz (blau), Positronium (grün).

Fig. 2-22: Gamma-ray spectrum of the inner Galaxy from SPI/INTEGRAL, summed over diffuse components (340o<l<20o, |b|<5o). For comparison, the re-normalized spectrum as derived from CGRO/OSSE around l/b = 0/0 is shown (solid black line). The individual components are: exponentially cut-off power law (red), high-energy continuum power law (blue), positronium (green).

Von IBIS und SPI Daten können wir ableiten, dass ein Teil der Emission in der galaktischen Ebene von Punktquellen stammt (auch wenn nicht alle nachgewiesen sind). Aber eine echte diffuse Komponente scheint zudem vorhanden zu sein. Im Vergleich zu früheren Missionen, die nur begrenzte Regionen untersucht haben, gibt uns INTEGRAL den Vorteil einer großskaligen Abdeckung des Himmels, sowie die Fähigkeit zur räumlichen Abbildung.

From IBIS and SPI data, we estimate that a non-negligible fraction of the ridge emission can be attributed to point sources, detected or undetected, but a genuinely diffuse component still appears to be required. The large-scale coverage of the sky, combined with imaging, is an advantage of INTEGRAL over previous missions, which studied restricted regions only.

Nukleosynthese in der Galaxis / Nucleosynthesis in the Galaxy

Element-Syntheseereignisse wie Supernovae, Novae, oder die Wolf-Rayet-Phasen massereicher Sterne stoßen langlebige radioaktive Isotope aus, die zu diffuser Gamma-Linienstrahlung führen. Für das 26Al Isotop mit 106 Jahren Zerfallszeit bedeutet dies, dass überwiegend massereiche Sterne über ihre Supernovae und Sternwinde die beobachtete Linie bei 1809 keV verursachen. Damit werden wegen der hohen Durchdringung der Gammastrahlung also auch, anderweitig durch interstellare Wolken, verborgene massereiche Sterne erkannt. Mit dem INTEGRAL Spektrometer SPI können wir durch Doppler-Analyse der Linienform die Bewegungen der Quellregionen innerhalb der rotierenden galaktischen Scheibe erfassen, und so den Ausstoß und die Mischung frisch erzeugter Atome im interstellaren Medium untersuchen.

Diffuse emission in gamma-ray lines arises from long-lived radioactivity, ejected by nucleosynthesis events such as supernovae, novae, or the Wolf-Rayet phases of massive stars. In the case of the isotope 26Al with its decay time of 106 y, observed 1809 keV gamma-rays reflect mostly supernovae and massive-star wind phases, and hence measures the massive-star content of otherwise often occulted stellar clusters with penetrating gamma-rays. Additionally, with the spectrometer SPI on INTEGRAL, line shape diagnostics become feasible for the study of Doppler motions of source regions within the rotating disk of the Galaxy, and of nucleosynthesis ejecta kinematics from explosive release up to mixing with the ambient interstellar medium.

INTEGRAL’s Spektrometer konnte im ersten Jahr der Mission die 26Al Emission der inneren Galaxis (Abb. 2-23) und der Cygnus-Region messen. Das Meßsignal ist noch unzureichend für die Erstellung einer Emissionskarte. Dennoch bestätigt sich das CGRO/COMPTEL Ergebnis, einer entlang der galaktischen Ebene, verteilten Nukleosynthese-Aktivität mit einzelnen herausragenden Quellregionen. Eine früher aufgrund eines Ballonexperimentes berichtete starke Verbreiterung der 26Al Gammalinie hat sich in unseren Messungen nicht bestätigt. Damit stimmen die, aus diesem Resultat damals gefolgerten, exotisch-großen Geschwindigkeiten des 26Al von ~500 km s-1 über 106 Jahre, wohl nicht.

INTEGRAL’s spectrometer has been able to measure 26Al emission from the inner Galaxy (Fig. 2-23) and Cygnus region in its first mission year. Although not yet of sufficient quality for imaging, these signals basically confirm the CGRO/COMPTEL result of nucleosynthesis being distributed along the plane of the Galaxy in prominent source regions. The line from the inner Galaxy had been reported from an earlier balloon measurement with a similar detector to be broad, equivalent to huge average velocities of ~500 km s-1 over 106 y. Our INTEGRAL result reveals that this puzzling line broadening probably does not exist.

Ab. 2-23: INTEGRAL Messergebnis der Gamma-Linie vom Zerfall radioaktiven 26Al im Innenbereich der Galaxie. Im Widerspruch zu einem früheren Ballonexperiment finden wir, dass die Linie nicht dynamisch oder thermisch verbreitert ist.

Fig. 2-23: INTEGRAL measurement of the gamma-ray line from decay of radioactive 26Al in the inner Galaxy. The line appears narrow, contradicting the result of an earlier balloon experiment.

Abb. 2-24: Erwartete Variation der 26Al Gammalinien-Form im Innenbereich der Galaxie (l=0±30o). Dopplerverschiebungen durch galaktische Rotation dominieren über Verbreiterungseffekte aus interstellarer Turbulenz oder Injektions-Kinematik. Das Histogramm skizziert die Gasmasse entlang des Sehstrahls, wie sie dieser Simulation zugrunde liegt.

Fig. 2-24: Simulated 26Al gamma-ray line shape variations in the inner Galaxy (l=0±30o). Doppler shifts from Galactic rotation dominate over line broadenings from turbulence and ejection kinematics. The histogram indicates the cumulative gas mass along the line-of-sight, as used in this model.

Erst wenn der (durch lokale Radioaktivität infolge des Bombardements mit kosmischer Strahlung) im Instrument erzeugte Hintergrund gut genug verstanden sein wird, können wir Linienform-Details aus unserer Messung bestimmen. Die Kinematik der zerfallenden 26Al Kerne führt zu deutlichen Doppler-Verschiebungen der Linienenergie; wir haben dies in Simulationen berechnet (Abb. 2-24). In diesen Rechnungen nutzen wir aktuelle Rotationsmodelle für die Galaxie, und plausible Parameter für die 26Al-Quellen (Menge, Ausstoßgeschwindigkeit) und den Mischvorgang mit dem interstellaren Medium. Die physikalische Linienbreite ergibt sich daraus zu ~0.2 keV, während die Dopplerverschiebung durch galaktische Rotation östlich und westlich jeweils ~0.25 keV beträgt. Da die 26Al Gammaemission vergleichsweise stark ist, sollte das Kernprogramm der INTEGRAL Mission für eine derartige Messung ausreichen, so dass wir dann Quellen entlang des Sehstrahls separieren können.

Once instrumental background (caused by local radioactivity in the instrument from cosmic-ray bombardements) is sufficiently well understood, the shape of the 26Al line can be investigated in more detail: Doppler motions of decaying 26Al nuclei will lead to significant photon energy shifts. We have simulated variations of this velocity signature over the region of the inner Galaxy (Fig. 2-24). For this model, we employed recent rotation models for the Galactic disk, and plausible assumptions about the mass and ejection velocities of 26Al from its sources and its evolution towards mixing with the interstellar medium. The intrinsic width of the measured line, from dynamics of the source environment, should be ~0.2 keV, while regions east and west of the center of the Galaxy will be Doppler-shifted in energies by ~0.25 keV. With the relatively-bright emission from 26Al, INTEGRAL’s core program should allow to test the above parameters of such models, also locating emission along the line of sight.

Antimaterie in der Galaxis / Antimatter in the Galaxy

Mit INTEGRAL wurde die charakteristische g-Emission der Annihilation von Positronen aus dem Innenbereich der Galaxis vermessen. Aus SPI Daten ergibt sich die Gammalinie deutlich verbreitert; daraus lassen sich die physikalischen Kenngrößen (r,T) der Annihilationsregion bestimmen. Im Übrigen erscheint deren räumliche Verteilung unerwartet: Von den dort bekannten Jet-Quellen würde man erkennbare Einzelquellen erwarten; Positronenquellen im kugelförmigen Innenbereich der Galaxie würden eine ~5-15° ausgedehnte Emission erzeugen, während Positronenquellen innerhalb der galaktischen Scheibe diese erkennbar machen sollten, mit einer im Zentralbereich gleichförmigen Emission wie in radioaktivem 26Al gesehen. INTEGRAL findet eine zum Zentrum symmetrische Emissionsregion mit deutlicher Ausdehnung im Bereich ~6°-18° (2s Grenzwerte), wie von einer zentralen kugelfärmigen Positronenquelle erwartet (Abb. 2-25). Mit INTEGRAL wird diese Annihilations-Emission erstmals entlang der galaktischen Ebene kartographiert werden.

INTEGRAL has measured emission attributed to the annihilation of positrons (the antimatter-equivalent to electrons) from the inner Galaxy region. With SPI, the annihilation line is found to be significantly broadened; this will have to be interpreted in terms of the physical conditions of the annihilation target regions. Furthermore, annihilation emission has a rather unexpected spatial profile: Inner-Galaxy jet sources would result in rather point-like emission peaks; if positron sources of the Galactic bulge were to dominate, centrally-peaked ~5-15° extended emission would be expected; if, on the other hand, sources in the disk of the Galaxy would dominate positron production, the emission profile should be rather flat in this region, as observed e.g. for 26Al emission. INTEGRAL finds 511 keV emission to be centered on the GC, declining smoothly in longitude with a significant extent (~6°-18°, 2s limits), a profile as expected from bulge-dominated emission (Fig. 2-25). INTEGRAL will make the first map of this emission along the plane of the Galaxy.

Ab. 2-25: Die Ausdehnung der Emission von Positronen-Annihilation im Zentralbereich der Galaxie, dargestellt als Zählratenänderung entlang galaktischer Längengrade. Die durchgezogene Linie zeigt die für eine symmetrisch um das Zentrum ausgedehnte (10° gaussförmig) Emissionsregion erwartete Variation.

Fig. 2-25: The extent of inner-Galaxy annihilation emission, plotted as count rate variation over Galactic longitude. The solid line represents count rate variations expected from a GC-centered Gaussian-shaped emission region with a width of 10 degrees.

Streuprozesse an interstellarem Staub / Scattering of Radiation on Interstellar Dust

Interstellarer Staub kann Röntgenstrahlung sowohl absorbieren als auch streuen. Wir haben beide Effekte anhand der Daten des LMXRB Cyg X-2 studiert. Die Staubsäulendichte zu dieser Quelle ist wegen ihrer galaktischen Breite (~11°) relativ gering. Dies bedingt einen relativ schwachen Streuhalo, aber auch geringe Absorption, vor allem im weichen Teil des Spektrums.

Interstellar Dust is able to absorb and scatter the X-ray radiation from bright background sources. We were able to study both effects in the low mass X-ray binary Cyg X-2. The dust column density towards this source is relatively low (latitude b~-11°), which implies a rather faint scattering halo and a small amount of absorption towards the soft part of the spectrum.

Abb. 2-26: Spektrum des Streuhalos um Cyg X-2 bei einer radialen Entfernung von 3 arcmin. Die Quelle selbst ist herausgerechnet, so dass das Spektrum den Streu-Querschnitt des Staubmaterials wiedergibt, z.B. Olivine, also Verbindungen aus Eisen, Magnesium, Silizium und Sauerstoff. Die vertikalen Linien zeigen die Streukanten von O, Mg und Si.

Fig. 2-26: Spectrum of the halo around Cyg X-2 at a radial distance of 3 arcmin, corrected for the spectrum of the central source. It reflects the scattering cross section of the intervening dust material, e.g. olivine which are compounds of iron, magnesium, silicon and oxygen. The vertical lines denote scattering features of oxygen, magnesium and silicon.

Das XMM EPIC-pn Spektrum des Streuhalos ist, nach sorgfältiger Subtraktion instrumenteller Effekte und des Spektrums von Cyg X-2 selbst, dominiert durch die gestreute Strahlung (Abb. 2-26). Zum ersten Mal konnten damit Streukanten von Sauerstoff, Magnesium und Silizium in Röntgendaten nachgewiesen werden. Dies ist konsistent mit einer Mischung von "Olivinen", also Verbindungen der Art Fex-1MgxSiO4 und Graphit. Die differentiellen Streuquerschnitte wurden mit Hilfe der vollständigen Mie-Theorie und verschiedenen Korngrößen-Modellen gerechnet. Da nur Staub streuen kann, gibt uns dieses Spektrum Aufschluss
über die chemische Zusammensetzung des Staubs, während das Spektrum der absorbierten Strahlung uns über Staub und Gas entlang der Sichtlinie informiert.

The XMM EPIC-pn spectrum of the scattering halo, after careful subtraction of instrumental effects and the spectral features and continuum of Cyg X-2 itself, is dominated by the dust scattered emission (Fig. 2-26). We made the unprecedented detection of the scattering features of oxygen, magnesium and silicon and found our data consistent with scattering by a mixture of olivines (compounds of the kind Fex-1MgxSiO4) and graphite. The differential scattering cross sections were computed using the full Mie theory, with different dust size distribution models. The spectrum of the scattered radiation tells us about dust (only solid particles can scatter), while the spectrum of the absorbed radiation gives information on the total material along the line of sight: gas plus dust.

Das XMM-RGS mit seiner hohen Energieauflösung löst den Wald von Resonanzlinien um die Sauerstoff-Absorptionskante im Spektrum von Cyg X-2 auf. Neuere Labormessungen und Rechnungen von Absorptionsquerschnitten zeigen, dass die Absorptionsstrukturen konsistent mit Übergängen von OI (1s-2p, 23.51Ǻ, 1s-3p, 22.89 Ǻ), OII (1s-2p, 23.35 Ǻ), OIII (1s-2p, nicht vollständig aufgelöst zwischen 23.0-23.1 Ǻ) sind. Das Vorhandensein ionisierter Elemente ist plausibel im lokalen ISM. Dies erklärt auch die, aus Messung der K-Kante bei 0.543 keV allein resultierende, Unterhäufigkeit von Sauerstoff.

The XMM-RGS high energy resolution resolves the forest of ISM resonant lines around the oxygen edge in the absorbed spectrum of Cyg X-2. In light of updated laboratory calculations of the absorption cross section, the observed absorption features are consistent with resonant transition of OI (1s-2p, 23.51Ǻ, 1s-3p, 22.89 Ǻ), OII (1s-2p, 23.35 Ǻ), OIII (1s-2p, not fully resolved between 23.0-23.1 Ǻ). The presence of ionized species is plausible in the local ISM. This interpretation also accounts for the otherwise apparent underabundance of oxygen, as measured from the prominent absorption K-edge at 0.543 keV.

Die Lokale Blase / The Local Bubble

Das Sonnensystem ist von einem fast materieleeren Bereich umgeben, der "Lokalen Blase", einer Quelle weicher Röntgenstrahlung. Der physikalische Zustand des heißen und dünnen, für diese Röntgenemission verantwortlichen Plasmas ist noch nicht verstanden. Zum Beispiel stimmt die von stellaren Absorptions-Linien-Untersuchungen abgeleitete Ausdehnung dieser Blase nicht überein mit der, die man aus Röntgen-Durchmusterungen bestimmt hat. Aus theoretischer Sicht ist das Plasma-Gleichgewicht eine offene Frage (Modelle mit Stoßionisationsgleichgewicht (CIE) gegenüber Modellen mit Nichtgleichgewichts-Ionisation).

The solar system is surrounded by a cavity almost devoid of neutral matter, the Local Bubble, which is seen as a diffuse soft X-ray source. The physical state of the hot and tenuous local plasma responsible for this X-ray emission is still not understood, e.g. extents of the cavity as derived from stellar absorption line studies do not match the ones from X-ray surveys. From a theoretical point of view, the plasma equilibrium is an issue, Collisional Ionization Equilibrium (CIE) versus Non-Equilibrium Ionization (NEI) models.

Abb. 2-27: Der Schatten von Barnard 68: Optische (links oben) und Röntgenbilder bei verschiedenen Energien (mit Absorptionskonturlinien).

Fig. 2-27: The shadow of Barnard 68: Optical (upper left) and X-ray images at different energies (with absorption contour levels).

Man kann die Röntgenschatten von Molekülwolken benutzen, um Vordergrundanteil und diffuse Hintergrundstrahlung zu trennen (siehe Jahresbericht 2002). Die Ophiuchus-Molekülwolke ist ein geeignetes nahes Objekt, aber auch Bok-Globulen wie Barnard 68 mit noch größerer absorbierender Säulendichte, aber kleinerer Ausdehnung wurden genutzt. Hohe Säulendichten schwächen diffuse weiche (< 0.9 keV) Röntgenstrahlung ab und erlauben uns, durch Vergleich der Richtungen auf bzw. neben die Wolke Vordergrunds- und Hintergrundsemission zu trennen. Weiche Röntgenstrahlen stammen bevorzugt aus dem Vordergrund und können zur Charakterisierung des Plasma-Zustands benutzt werden.

X-ray shadows, cast by molecular clouds, are used to disentangle the local contribution from the diffuse soft X-ray emission (see Annual Report 2002). The Ophiuchus Molecular Cloud is a good and nearby target, but also Bok globules like Barnard 68 with an even higher absorbing column density but smaller size have been chosen. High column densities permit us to study the diffuse soft X-ray emission produced in the foreground (on-cloud directions) and the one produced in the background of the cloud (off-cloud directions), as the soft X-ray photons produced in the background (below 0.9 keV) are attenuated. Soft X-rays thus will mainly originate in the foreground, and can be analyzed to characterize the physical state of the plasma.

Für ein akzeptables Datenmodell waren lokale Plasmakomponente (die Lokale Blase), Plasma der Loop-I Superblase, weiter entferntes galaktisches Plasma, sowie eine extragalaktische Komponente (dargestellt als Potenzgesetz mit Index -1.4) notwendig, wobei Stoßionisationsgleichgewicht für die heißen Plasmakomponenten angenommen wurde. O VII Emissionslinien waren in den Spektren beider Klassen ("on-cloud"/"off-cloud") zu finden. Das Verschwinden der O VIII und Fe XVII Emissions-Linien im "on-cloud"-Spektrum deutet an, dass die O VII-Emission durch lokales Plasma mit etwa 1.4·106 K (CIE-)Temperatur erzeugt wird. Ein anderes Target, Barnard 68, wirft einen noch tieferen Schatten (Abb. 2-27). Das Verhältnis von "off-cloud" zu "on-cloud" Intensitäten (Abb. 2-28) zeigt ein Minimum bei den Fe-L-Energien. O VIII ist stärker abgeschwächt als O VII, obwohl die Absorption eigentlich bei höheren Energien abnimmt. Dies bestätigt, dass ein Großteil der O VIII-Emission im Hintergrund produziert wird.

A local plasma component (the Local Bubble), plasma associated to the Loop I superbubble, more distant galactic plasma, and an extragalactic component, modelled as a power law with index -1.4, were needed to obtain a good fit, adopting a CIE state for the hot cavity plasma components. OVII emission lines are present in both on and off-cloud spectra. In contrast, the emission lines of OVIII and FeXVII dissappear in the on-cloud spectrum. This suggests that the OVII emission is produced by a local plasma with a (CIE-) temperature of ~1.4·106 K. Another target, Barnard 68, shows an even deeper shadow (Fig. 2-27). The ratio of off-cloud to on-cloud intensity as a function of energy is shown in Fig. 2-28. The minimum is at the Fe-L energies while OVIII is more attenuated than OVII, though the absorption is less at higher energies, confirming that most of the OVIII is produced in the background

Abb. 2-28: Tiefe des Röntgenschattens (Quotient "on-cloud/off-cloud" Intensitäten) für Barnard 68 als Funktion der Energie.

Fig. 2-28: Depth of the X-ray shadow ("on-cloud/off-cloud" intensity) for Barnard 68 as function of energy.

Phasen des Interstellaren Mediums / Phases of the Interstellar Medium

Die großräumige Struktur der interstellaren Materie (ISM) und ihrer unterschiedlichen Gasphasen ist seit den frühen Arbeiten in den 70er Jahren ein bestehendes Problem. Damals wurde die Existenz von drei stabilen Phasen (kaltes, warmes und heißes Medium) vorgeschlagen. Die analytische Beschreibung ist schwierig wegen Nichtlinearitäten von Heizung, Kühlung und diverser Instabilitäten. Daher haben wir großräumige magneto-hydrodynamische Simulationen in 3D durchgeführt, wobei wir den galaktischen Halo mit springbrunnen-ähnlichen Strömungen eingebaut haben, angetrieben durch die Sternentstehung in der darunter liegenden Gasscheibe. Dieses anspruchsvolle Projekt umfasst neue Techniken wie "massive parallel computing" und "adaptive mesh refinement".

The global structure of the interstellar matter and its different gas phases has been a long standing problem since early work in the seventies, in which the existence of three stable phases (cold, warm and hot medium) in pressure equilibrium was suggested. Analytical modelling is severely limited by the inherent non-linearity of processes including heating, cooling and various instabilities. Therefore we perform large-scale 3D MHD simulations on large grids, where we include the galaxy halo with fountain-type flows, driven by star formation in the underlying gas disk. This challenging project includes new techniques such as massive parallel computing and adaptive mesh refinement.

In unseren ISM-Simulationen auf einem kartesischen Raster (1.25 pc Auflösung, 1 kpc Ausdehnung in der galaktischen Ebene und bis 10 kpc im Halo) konnten wir die zeitabhängige Entwicklung der Springbrunnenströmung über eine große Zeitskala von 400 Millionen Jahren verfolgen (Abb. 2-29). Wir finden, dass großräumige Gasströmungen, angetrieben durch Supernova-Explosionen, für die Entstehung und Auflösung von geschockten komprimierten Schichten verantwortlich sind. Das geschockte Gas kann Dichten bis zu 800 cm-3 und Lebenszeiten bis zu 15 Millionen Jahren haben. Bis zu 81% der Masse in der Scheibe ist in einem thermisch instabilen Bereich konzentriert (102£T£103.9 K), wobei 30% der Gasmasse im Bereich T£103 K liegt. Im Widerspruch zum 3-Phasen-Standardbild des ISM wird das heiße Gas durch thermischen Druck reguliert, da die magnetischen Feldlinien zu den dichten komprimierten Wänden hin geschoben werden.

In our ISM simulations on a Cartesian grid (1.25 pc resolution) covering 1 kpc in the galactic plane and extending 10 kpc into the halo, we are able to fully trace the time-dependent evolution of the fountain flow over a large time scale of 400 Myr (Fig. 2-29). We find that large-scale gas streams, driven by supernova explosions, are responsible for the formation and destruction of shocked compressed layers. The shocked gas can have densities as high as 800 cm-3 and lifetimes up to 15 Myr. Up to 81% of the mass in the disk is concentrated in a thermally-unstable regime, 102£T£103.9 K, with ~30% of the disk mass enclosed in the T£103 K gas. The hot gas is controlled by thermal pressure, since magnetic field lines are swept towards the dense compressed walls. This is in strong contrast to the standard three-phase ISM picture.

Abb. 2-29: Verteilung des magnetischen Feldes (die Farbcodierung ist rot für die höchsten und blau für die niedrigsten Magnetfeldstärken) in einem Schnitt durch die galaktische Mittelebene nach einer Scheibenentwicklung von 374 Millionen Jahren. Die Auflösung der feinsten Gitterstufe ("adaptive mesh refinement") beträgt 1.25 pc.

Fig. 2-29: Magnetic field distribution (the colour coding is red for highest and blue for lowest field strengths) in a cut through the Galactic midplane after 374 Myr of disk evolution. The resolution of the finest grid level (due to adaptive mesh refinement) is
1.25 pc.

Abb. 2-30: Punktdarstellung von Magnetfeld gegenüber Dichte für unterschiedliche Temperaturbereiche nach einer Scheibenentwicklung von 400 Millionen Jahren. Man beachte die kleine Änderung in der Magnetfeldstärke innerhalb einer Variation von 3 Größenordnungen in der Gasdichte.

Fig. 2-30: Scatter plot of B versus r for several temperature regimes at 400 Myr of disk evolution. Note the small change in magnetic field strength within more than three orders of magnitude in gas density variation.

Zudem zeigen unsere Simulationen die Ausrichtung von filamentartigen Gasstrukturen aufgrund der Anisotropie des galaktischen Magnetfelds. Auch finden wir, dass das Magnetfeld stark variabel ist, weitgehend unkorreliert mit der Dichte ist und durch Trägheitsbewegungen angetrieben wird. Daher folgt das interstellare Magnetfeld nicht dem Chandrasekhar-Fermi-Gesetz, das das Magnetfeld B mit der Dichte r durch die Beziehung B~r1/2 verknüpft. Damit stimmt überein, dass der Staudruck für 102<T£106 K dominierender Bewegungstreiber ist. Daher ist der magnetische Druck keine wiederherstellende Kraft, er dominiert nur im Bereich T£102 K (stabiler Zweig) (Abb. 2-30).

Our simulations further reveal preferred orientation of filamentary gas structures, due to the anisotropy induced by the galactic magnetic field. We also find the magnetic field to be highly variable, largely uncorrelated with density and driven by inertial motions. Therefore the interstellar magnetic field does not follow the Chandrasekhar-Fermi law, which relates the field B to the density r by B ~r1/2. These findings are consistent with ram pressure as the dominating driver of flow for 102<T£ 106 K. Therefore the magnetic pressure is not a restoring force, taking over only for T£102 K (stable branch) (Fig. 2-30).

[Breitschwerdt, Costantini, Diehl, Freyberg, Kretschmer, Mendes, Predehl, Schönfelder, Strong]

2.2.6   Kosmische Strahlung / Cosmic Rays

Das EGRET Spektrum galaktischer g-Kontinuums-Strahlung zeigt einen Zusatzbeitrag bei 1-2 GeV zu der aus po-Zerfall, Bremsstrahlung und inversem Compton-Effekt erwarteten Emission. Bisherige Vorhersagen dieser Komponenten basierten auf lokalen Messungen der Protonen und Elektronen der kosmischen Strahlung, die aber nicht repräsentativ für die Galaxis sein müssen. Wir wissen aus sekundären Antiprotonen-Messungen, dass das mittlere Protonenspektrum im Vergleich zu lokaler Messung nicht hochenergie-betonter sein kann (vgl. Jahresbericht 2001). Alternative Erklärung für diesen Zusatzbeitrag könnte ein hochenergie-betontes Injektionspektrum der Elektronen sein. Hier erwartet man wegen interstellarer Energieverlustprozesse große Fluktuationen, so dass lokale Abweichung vom galaktischen Mittelwert plausibel wäre. Mit unserem 3-dimensionalen und zeitabhängigen Modell erkannten wir aber, dass die Fluktuationen zu klein sind, um diesen GeV-Zusatzbeitrag zu erklären.

The spectrum of the Galactic continuum gamma-ray emission measured by EGRET is known to show an excess around 1-2 GeV, relative to what is expected from the mechanisms of po-decay, bremsstrahlung and inverse-Compton emission. Predictions were based on locally measured cosmic-ray proton and electron spectra, which may not be representative of the Galaxy at large. However the possibility that the proton spectrum is on average harder than measured locally can be effectively ruled out on the basis of secondary antiprotons, as (see Annual Report 2001). Instead, a very hard electron injection spectrum has often been invoked: large spatial fluctuations are expected from energy loss processes, so locally-measured spectra can deviate considerably from the Galactic average. But a detailed study with a 3D time-dependent model has shown that fluctuations are not large enough to explain the size of the observed effect.

Abb. 2-31: EGRET (rote Balken) und COMPTEL (grüne Balken) Spektrum der Gammastrahlung der inneren Galaxis verglichen mit einem neuen Modell, wie im Text beschrieben. Das Gesamtspektrum ist blau dargestellt. Die einzelnen Komponente sind: po-Zerfall (rot), inverse-Compton (grün), Bremsstrahlung (blau) und extragalaktischer Hintergrund (schwarz).

Fig. 2-31: Gamma-ray spectrum of inner Galaxy measured by EGRET (red bars) and COMPTEL (green bars), compared to a new model described in the text. The total spectrum is shown as dark blue, components are po-decay (red), inverse-Compton (green), bremsstrahlung (light blue curve), extragalactic background (black).

Unser Ansatz respektiert die Randbedingungen direkter Messungen und erlaubt räumliche Variationen im Teilchenspektrum. Daraus folgt ein gutes Modell für das Spektrum der Gammastrahlung (Abb. 2-31), nicht nur in den Standard-Energiebereichen von EGRET, sondern auch bis zu 100 GeV, wo wir neue EGRET Daten benutzt haben. Das entscheidende ist die Erweiterung des Energiebereichs, womit frühere Modelle praktisch ausgeschlossen werden. Unser Modell gibt auch sehr gut die Himmelsverteilung der Gammastrahlung im gesamten Bereich wieder, und kommt mit einer weit kleineren Variation der kosmischen Strahlung als bisher aus.

Our approach is to accept the constraints imposed by direct cosmic-ray measurements, and to allow spatial variations of the particle spectrum. This yields a good model for the gamma-ray spectrum (Fig. 2-31), not only in the standard EGRET range 30 MeV – 10 GeV, but also up to 100 GeV, where we use additional EGRET data. The extension of the energy range turns out to be critical, practically excluding now the earlier models. Our new model now also excellently fits the angular distribution of gamma-rays at all EGRET energies, and requires much less extreme cosmic-ray variations than before.

[Strong]

MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003


© Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik
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HTML version: 2004-06-02; Helmut Steinle