MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003

2.    Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

2.3   Galaxien und AGn / Galaxies and AGN

Nahegelegene Galaxien (sowohl normale, also auch aktive und solche mit hoher Sternentstehungsrate) bieten hervorragende Möglichkeiten, Prozesse, welche wichtig für die Entwicklung von Galaxien sind, genau zu untersuchen. Wissenschaftler des MPE sind in der einzigartigen Lage, über fast das gesamte elektromagnetische Spektrum – vom Gamma- über den Röntgen- bis hin zum nahen Infrarot- und Sub-mm-Bereich – Untersuchungen dieser Objekte auf verschiedensten Größenskalen, Strukturen und Aktivitäten durchzuführen. Dies war wieder ein faszinierendes Jahr für die extragalaktische Forschung am MPE, wobei das galaktische Zentrum wiederum eine zentrale Rolle einnahm. Wir wurden Zeugen spektakulärer Strahlungsausbrüche sowohl im infraroten als auch im Röntgen-Wellenlängenbereich. Im Oktober 2002 beobachteten wir mit XMM-Newton den hellsten jemals gemessenen Röntgen-Ausbruch von Sgr A* von knapp einer Stunde. Während Routinebeobachtungen des zentralen Sternhaufens bei 1.7 µm mit der CONICA/NAOS adaptiven Optik/Infrarotkamera am VLT der ESO am 9. Mai bemerkten wir einen extrem starken Infrarot-Strahlungsausbruch an genau der Stelle, an welcher sich das Schwarze Loch (Sgr A*) befindet. Dies war das erste Mal, dass solch ein Strahlungsausbruch im Infraroten beobachtet wurde. In diesem Kapitel stellen wir diese und viele andere Ergebnisse vor, die wir auf dem faszinierenden Gebiet der extragalaktischen Forschung im Jahre 2003 am MPE erzielt haben.

Nearby normal, starburst, and active galaxies provide the perfect laboratories for detailed investigation of the processes important for galaxy evolution. With the scientific expertise and instrument development capability spanning nearly the entire spectrum of wavelengths – from gamma-rays, X-rays, and near-IR through millimetre, scientists at MPE are in the unique position of being able to study these systems over a wide range of size scales, morphological type, and activity. This was another fascinating year for extragalactic research at MPE, with the Galactic Centre again taking centre stage. We were witness to spectacular flaring events at both infrared and X-ray wavelengths. In October of 2002, we observed with XMM-Newton the brightest X-ray flare reported so far from Sgr A* with a duration shorter than one hour. Then, on the 9th of May, during routine observations of the Galactic Centre star cluster at 1.7 microns with the CONICA/
NAOS adaptive optics imager/near infrared camera at the ESO VLT, we witnessed a powerful IR flare at the location of the Black Hole (Sgr A*) itself. This was the first time that such an event has been observed in the infrared. In this chapter, we present these and the many other highlights from the exciting extragalactic research that we have undertaken in 2003 at MPE.

2.3.1   Das Galaktische Zentrum / The Galactic Center

Strahlungsausbrüche im Infraroten vom Schwarzen Loch / Near-infrared flares from the Black Hole

Das Zentrum unserer Milchstrasse ist als der uns nächstgelegene Kern einer Galaxie ein einzigartiges Laboratorium, um die physikalischen Prozesse in unmittelbarer Umgebung eines supermassiven Schwarzen Loches zu studieren. Hoch-ortsauflösende Aufnahmen des galaktischen Zentrums im nahen Infraroten (NIR) sind seit den frühen 90er Jahren möglich. Trotz aller Bemühungen konnten wir bis 2003 keine eindeutige Quelle an der Stelle von Sgr A*, dem vermuteten Schwarzen Loch, identifizieren. Während routinemäßiger Beobachtungen des zentralen Sternhaufens bei einer Wellenlänge von 1.7 µm am 9. Mai 2003 mit der adaptiven Optik NAOS und der NIR-Kamera CONICA (ein gemeinsames Projekt des MPIA in Heidelberg und des MPE) am VLT der ESO wurden wir Zeugen eines kräftigen Strahlungsausbruches an der Stelle des Schwarzen Lochs (Abb. 2-32 und 33). Innerhalb weniger Minuten stieg die Helligkeit der schwachen Quelle um einen Faktor 5-6 an und verschwand nach ca. 30 Minuten wieder. Der Ort dieses Ausbruchs befand sich innerhalb weniger Millibogensekunden vom Schwarzen Loch. Die kurzen Anstiegs- und Abstiegszeiten des Ausbruchs verraten uns, dass dessen Quelle weniger als 10 Schwarzschild-Radien vom Schwarzen Loch entfernt sein muss.

As the nearest galactic nucleus, the centre of the Milky Way is a unique laboratory for study of the physical processes that operate in the vicinity of a supermassive Black Hole. Near-infrared high-resolution observations of the galactic centre (GC) became possible since the beginning of the 1990s. Since then, the GC stellar cluster was regularly monitored by high-resolution NIR imaging. However, in spite of all efforts, we were not able to unambiguously detect a NIR counterpart of Sgr A*, the putative Black Hole, before 2003. On the 9th of May, during routine observations of the GC star cluster at 1.7 µm with the CONICA/NAOS adaptive optics imager/near infrared camera at the ESO VLT (a collaboration between MPIA in Heidelberg and MPE built the CONICA camera for ESO), we witnessed a powerful flare at the location of the Black Hole (Fig. 2‑32 and 33). Within a few minutes, the flux of a faint source increased by a factor of 5-6 and fainted again after about 30 min. The flare was found to have happened within a few milli-arcseconds of the position of Sgr A*. The short rise-and-decay times told us that the source of the flare was located within less than 10 Schwarzschild radii of the Black Hole.

Abb. 2-32: Entdeckung der NIR-Strahlung von Sgr A* (weißer Kreis). Die Abbildung zeigt unbehandelte Bilder mit einer Belichtungszeit von 60 s einer 1“x1“ Region um Sgr A*, die am 9. Mai 2003 gewonnen wurden. Mit der Ausnahme des von einem Kreis markierten Objekts, sind alle Quellen, die in beiden Abbildungen erscheinen, Sterne. Die linke Bildseite wurde zu Beginn der Beobachtungen aufgenommen – die rechte etwa 40 Minuten später. Die aufleuchtende Quelle ist im rechten Bild klar zu sehen. Ihre Position ist konsistent mit Sgr A*.

Fig. 2.32: Detection of NIR emission from Sgr A* (white circle). The figure shows raw frames (60 s total exposure time) of an area 1''x1'' around Sgr A*, observed on May 9, 2003. With the exception of the source in the circle on the right, all of the sources appearing in both frames are stars. The left image was taken at the beginning of the observations; the right image about 40 min later. The flaring source is easily detected in the right image. Its position is consistent with Sgr A*.

Abb. 2-33: Mit NAOS/CONICA am VLT gemessene Lichtkurven der NIR-Strahlungsausbrüche von Sgr A*  (blau) in 2002 und 2003. Zum Vergleich ist jeweils die gleichmäßige Emission des Sterns S1 nahe Sgr A* in allen Lichtkurven angegeben (rote Datenpunkte). Die Pfeile in den beiden Ks-Lichtkurven deuten die Substruktur der Ausbrüche an. Beide Ks-Lichtkurven zeigen eine ähnliche Quasi-Periodizität von 16.8±2.0 Minuten (rechts oben), obwohl die Beobachtungen mehr als 24 Stunden auseinander liegen und damit voneinander unabhängig sind. In beiden Fällen zeigt der Stern S1 keine solche Periode.

Fig. 2-33: Light curves of the Sgr A* NIR flares (blue) in 2002 and 2003, observed with NAOS/CONICA on VLT. For comparison, the steady emission of the star S1 near Sgr A* is shown in all plots (red data points). Arrows in the plots of the two KS-band flares indicate substructure peaks of the flares. Both KS-band flares show similar quasi-periodicity of 16.8±2.0 min (top right), although the second flare was observed more than 24 h after the first one and must thus have been an unrelated event. In both cases, the power spectrum of S1 does not show such a period.

Während nochfolgender Beobachtungen in 2003 konnten wir noch mehrere weitere Strahlungsausbrüche beobachten, zusätzlich beobachteten wir an dieser Position aber auch eine Quelle, die während der Ruhephasen schwach leuchtet. Mit diesem Wissen konnten wir weitere Strahlungsausbrüche in älteren Daten aus dem Jahre 2002 bei größeren Wellenlängen wiederfinden. Bis jetzt haben wir fünf Strahlungsausbrüche in den H-, K- und L-Bändern (bei 1.7, 2.2 und 3.8 µm) identifiziert. Diese Ausbrüche wurden in vier verschiedenen Epochen gemessen, und zwar jeweils nur wenige Millibogensekunden von Sgr A* entfernt. Dies und die kurzen An- und Abstiegszeiten der Lichtkurven machen es sehr wahrscheinlich, dass der Ursprung dieser Ausbrüche tatsächlich Materie in der unmittelbaren Umgebung des Schwarzen Lochs ist.

During subsequent observations in 2003, we observed more flares from Sgr A* as well as quiescent emission from a source at this location. With hindsight, we could also detect a flaring source in older, longer wavelength data from 2002. Up until now, we have observed five flares in the H, K and L-bands (1.7, 2.2 and 3.8 microns). The flares were observed at four different epochs within a few milli-arcseconds of the location of Sgr A*, which makes it highly probable that they are indeed associated with matter in the immediate environment of the Black Hole, which is also reflected in the very short rise-and-fall time scales of the light curves.

Abb. 2-34: Spektrale Energieverteilung (extinktions- und absorptionskorrigiert) der Strahlung von Sgr A*. Die schwarzen Dreiecke zeigen das Radiospektrum, die grauen Kreise verschiedene obere Grenzen im NIR aus der Literatur. Die drei Röntgen-Bereiche sind (von unten nach oben): die von Chandra gemessene Ruhephase (schwarz), der von Chandra im Oktober 2000 gemessene Strahlungsausbruch (rot) und der von XMM im Herbst 2002 gemessene Ausbruch (hellblau). Die roten gekreuzten Quadrate zeigen die entröteten maximalen Helligkeiten (minus der Ruheemission) der vier Ausbrüche im NIR. Die blauen Kreise zeigen die entröteten H, Ks und L’-Helligkeiten in Phasen der Ruhe.

Fig. 2-34: Spectral energy distribution (extinction and absorption corrected) of the emission from Sgr A*. Black triangles denote the radio spectrum of Sgr A*. Open grey circles mark various infrared upper limits from the literature. The three X-ray data ranges are (from bottom to top) the quiescent state as determined with Chandra (black), the autumn 2000 Chandra flare (red), and the autumn 2002 flare observed by XMM (light blue). Open red squares with crosses mark the de-reddened peak emission (minus quiescent emission) of the four NIR flares. Open blue circles mark the de-reddened H, KS, and L' luminosities of the quiescent state.

Die NIR-Strahlung während der ruhigen Phasen und während der Ausbrüche füllen eine wichtige Lücke in unserem Verständnis des Spektrums der Quelle Sgr A* und erlauben uns, die momentan existierenden Modelle der Energieerzeugung zu beurteilen (Abb. 2‑34). Die Intensität während der ruhigen Phasen kann durch den hochenergetischen Schwanz der Synchrotron-Strahlung erklärt werden. Die Situation während der Ausbrüche ist allerdings unklar. Obwohl die Ausbrüche zu verschiedenen Zeitpunkten gemessen wurden, weisen sie doch auf eine blaue Farbe hin, was für die aktuellen Theorien eine Herausforderung bedeutet. Für das Jahr 2004 sind gleichzeitige Beobachtungen im Röntgen- und Infrarotbereich in verschiedenen Bändern geplant. Die Chancen stehen gut, dass diese Beobachtungen die nötigen Daten liefern, um die Modelle einzugrenzen und eine Verbindung zwischen den Röntgen- und Infrarotausbrüchen herzustellen
(oder auszuschließen).

The quiescent and flaring NIR emission from Sgr A* fills an important gap in our knowledge of the spectrum of this source and will allow us to constrain the existing models of how the radiation is produced (Fig. 2‑34). While the quiescent emission appears to be largely consistent with an origin in the high-energy tail of a synchrotron spectrum, the mechanism of the NIR flares is uncertain. Although the NIR flares were observed at different epochs, they might hint at a blue colour of the flares, which would be a challenge to current theories. Simultaneous, multi-wavelength NIR and X-ray observations of the GC are planned for 2004. The chances are high that these observations will provide the required data to constrain the models and to establish (or exclude) a relation between the X-ray and NIR variability.

Messung des Drehimpulses des Schwarzen Lochs? / A spin measurement of the Black Hole?

Bei den beiden Strahlungsausbrüchen, die am 15. und 16. Juni 2003 im K-Band gemessen wurden, konnten wir die gesamte Lichtkurve vermessen. Obwohl zwischen beiden Messungen mehr als 24 Stunden vergangen sind und diese daher unabhängig voneinander sein sollten, zeigen beide eine Quasi-Periodizität von 17 Minuten. Unter allen vorstellbaren periodischen Prozessen in der Nähe eines Schwarzen Loches (akustische Moden einer dünnen Scheibe, Lense-Thirring-Präzession, Präzession der Knotenlinien, Umlaufbahnen) hat die Umlaufbahn von Materie nahe dem „innersten stabilen Orbit“ die kürzeste Periode. Die beobachtete Umlaufzeit von 17 Minuten ist allerdings so kurz, dass die einzige sinnvolle Erklärung für die Periodizität durch Dopplerbeschleunigung heißen Gases nahe des innersten stabilen Orbits eines rotierenden (Kerr-) Schwarzen Lochs ist. Der Drehimpuls eines rotierenden Schwarzen Lochs erlaubt stabile Umlaufbahnen näher am Ereignishorizont und damit kürzere Umlaufzeiten. Aus der Periode von 17 Minuten schließen wir, dass das supermassive Schwarze Loch Sgr A* die Hälfte des maximal möglichen Drehimpulses eines solchen Objekts besitzt.

The two K-band flares observed on the 15th and 16th of June 2003 are the flares that were completely covered by observations. Although they happened more than 24 hours apart and thus appear to be unrelated events, they both show a striking quasi-periodicity of the flare with a period of about 17 min. Of all possible periodic processes near a Black Hole (acoustic modes of a thin disk, Lense-Thirring precession, precession of orbital nodes, orbital motion), the period of matter circling the Black Hole near the last stable orbit is the shortest one. The observed period of 17 min is so short, however, that the only reasonable explanation is that the oscillations are produced by Doppler boosting of hot gas near the last stable orbit of a spinning (Kerr) Black Hole. The spin of the Black Hole will allow for a last stable orbit closer to the event horizon and thus with a shorter orbital frequency. From the observed 17 min period we estimate that the supermassive Black Hole Sgr A* has a spin that is half as big as the maximum possible spin of such an object.

Es sind weitere Beobachtungen solcher Strahlungsausbrüche und ihrer Quasi-Periodizität nötig, um dieses Ergebnis zu bestätigen. Sollte diese Quasi-Periodizität tatsächlich eine Eigenschaft der Strahlungsausbrüche sein, bedeutet dies, dass die Erforschung der Physik der schwarzen Löcher in ein Stadium tritt, in dem deren Eigenschaften direkt gemessen werden können!

Additional observations of flares and their quasi-periodicity will be needed in order to confirm this result. Should the quasi-periodicity indeed be an intrinsic feature of the flares then this will mean that the era of Black Hole physics has begun with the properties of Black Holes accessible to direct measurements!

Sternpopulation und Dynamik im zentralen Sternhaufen des galaktischen Zentrums /
Stellar Population and Dynamics of the Galactic Center Star Cluster

Beobachtungen des zentralen Sternhaufens im Frühjahr 2003 mit dem neuen abbildenden Spektrometer für das VLT, SPIFFI, führten zu den bislang genauesten abbildenden Nahinfrarot Spektroskopiedaten dieser Region. SPIFFI liefert zu jedem Bildpunkt ein Spektrum, womit wir eine nie zuvor dagewesene Anzahl an blauen und roten Sternen spektroskopisch klassifizieren konnten (Abb. 2-35). Die Kombination aus Eigenbewegungen und Radialgeschwindigkeiten zeigt eine überraschende Dynamik der blauen Sterne auf: Sie befinden sich auf zwei rotierenden Scheiben, welche sich in einem großen Winkel zueinander befinden, und rotieren entgegengesetzt der allgemeinen galaktischen Rotation. In diesen beiden Scheiben gibt es Sterne sehr ähnlicher Zusammensetzung (sehr metallreich), welche sich anscheinend gemeinsam vor etwa fünf Millionen Jahren in einer Phase der Sternentstehung, welche mehrere Millionen Jahre anhielt, gebildet haben. Wie konnten diese massiven Sterne so nahe am Schwarzen Loch entstehen? Sie sind zu jung, um weiter entfernt entstanden und dann in das Zentrum gewandert zu sein. Starke Gezeitenkräfte verhindern dort jedoch eine Entstehung durch den üblichen Prozess des Kollabierens einer Molekülwolke. Die Existenz zweier ähnlicher Scheiben legt einen plötzlichen dissipativen Vorgang nahe, d.h. die Kollision zweier einfallender Wolken, dessen überbleibende Gasscheiben dann die Sterne geformt haben.

We observed the crowded central parsec in spring, 2003, with the new integral field spectrometer for the VLT, SPIFFI, obtaining the deepest yet near-infrared, high angular resolution, integral field spectroscopy of the region. SPIFFI provides simultaneous spectra of all stars in the field of view, permitting spectroscopic classification of unprecedented numbers of bright blue and red stars (Fig. 2-35). Combining proper motions and radial velocities for the blue stars reveals their surprising dynamics: they populate two rotating stellar discs that are at large angles to each other, and that rotate in the opposite sense to the rest of the Galaxy. The stars in these two discs have very similar stellar content and appear to have formed coevally about 5 Myr ago in a metal-rich starburst that lasted for several Myr. How did these massive stars come to exist so near to the central Black Hole? They are too young to have formed further away and migrated in, but strong tidal forces would prevent star formation by the usual mechanism of molecular cloud collapse. The presence of two coeval stellar discs suggests an origin in a sudden dissipative event, such as the collision of two infalling clouds that created debris gas discs that then formed the stars.

Abb. 2-35: Exemplarische SPIFFI-Spektren mit einem NAOS/CONICA H/K/L’ Farbbild der zentralen galaktischen Region. Die Spektren zeigen die verschiedenartigen Sterntypen im Sternhaufen: Späte Hauptreihen O-Sterne (S2 nahe Sgr A*, grüner Kreis), helle blaue Veränderliche (unten rechts), frühe WN (links Mitte) und WC (rechts oben) Wolf-Rayet-Sterne, rote Überriesen (der hellste Stern IRS 7 in der oberen Mitte des Bildes), helle Sterne auf dem asymptotischen Riesenast (unten links) und „normale“ rote Riesensterne (links oben; rotes Kontinuum wurde abgezogen).

Fig. 2-35: Selected SPIFFI spectra superposed on a NAOS/CONICA H/K/L’ colour composite image of the central galactic region. The spectra display the wide range of stellar types found in the cluster: late-type main sequence O stars (star S2 near Sgr A*; green circle), luminous blue variables (lower right), early WN (middle left) and WC (top right) Wolf-Rayet stars, red supergiants (the brightest star IRS 7 at the top/middle of the image), bright asymptotic giant branch stars (lower left) and normal red giants (top left; red continuum is subtracted).

Die mit SPIFFI, aber auch mit anderen Instrumenten gewonnenen spektroskopischen Daten erlauben zusammen mit den vermessenen Eigenbewegungen auch eine geometrische Messung der Entfernung des galaktischen Zentrums: 7.94±0.42 kpc. Dies bestätigt und verbessert die bisherigen Messungen dieses wichtigen „Meilensteins“ der extragalaktischen Entfernungsmessung (Abb. 2-36).

The SPIFFI spectroscopy, together with other spectroscopy and proper motion measurements, also allowed a new geometric distance measurement to the Galactic Centre of 7.94 ±0.42 kpc, which confirms and improves previous primary distance measurements that are critical rungs in the extragalactic distance ladder (Fig. 2-36).

 

Abb. 2-36: Geometrische Bestimmung der Entfernung der Sonne zum galaktischen Zentrum durch eine Präzisionsmessung der Bewegung des Sterns S2 um das supermassive Schwarze Loch. Die Radialgeschwindigkeit des Sterns wurde anhand der Dopplerverschiebung seiner Brg Absorptionslinie bestimmt (anhand von SPIFFI, NIRSPEC/Keck  und NAOS/CONICA Spektren). Die Eigenbewegung wurde mit SHARP/NTT und NAOS/CONICA gemessen. Die Orbitalbewegung des Stern verbindet die Winkelgeschwindigkeit der Eigenbewegungen und die absoluten Radialgeschwindigkeit, womit die Entfernung zum Binärsystem S2/Sgr A* berechnet werden kann.

Fig. 2-36: Geometric determination of the distance from the Sun to the Galactic Centre from a precision measurement of the star S2 that orbits the super massive Black Hole. The star's radial velocity is measured from its Brg Doppler shift (from SPIFFI, INSPECT/Keck and NAOS/CONICA spectra), while its proper motion is measured from SHARP/NTT and NAOS/CONICA images. The orbital solution ties together the angular and absolute velocities to yield the distance to the S2/Sgr A* binary system.

XMM-Newton Beobachtungn eines spektakulären Röntgenhelligkeitsausbruchs von Sgr A* /
XM
M-Newton observations of a spectacular X-ray flare from Sgr A*

Am 3. Oktober 2002 haben wir Sgr A* mit XMM-Newton für etwa vier Stunden beobachtet, und dabei den bisher stärksten Röntgenhelligkeitsausbruch entdeckt. Seine Dauer betrug etwa 2700 Sekunden (Abb. 2-37). Die Lichtkurve ist annähernd symmetrisch, und kein signifikanter Unterschied konnte zwischen dem weichen und dem harten Band beobachtet werden. Das Spektrum insgesamt ist gut durch ein absorbiertes Potenzgesetz mit einem Spektralindex von 2.5±0.3 und einer 2-10 keV Leuchtkraft von etwa 3.6·1035 erg/s charakterisiert, d.h. um einen Faktor 160 heller als bei Sgr A* im Ruhezustand. Das Spektrum ändert sich während des Helligkeitsausbruchs nicht. Dieser „Flare“ unterscheidet sich wesentlich von den bisher beobachteten: er ist bei weitem heller und sein Spektrum weicher. Die vorliegende, genaue Bestimmung der Flare-Eigenschaften stellt eine Herausforderung für die Interpretationen der physikalischen Prozesse in der Umgebung von Sgr A* dar und setzt Randbedingungen für die theoretischen Modelle.

We have observed on October 3, 2002 with XMM-Newton (during an exposure of about four hours), the brightest X-ray flare reported so far from Sgr A* with a duration shorter than one hour (~2700 s; Fig. 2-37). The light curve is almost symmetrical with respect to the flare peak, and no significant difference between the soft and hard X-ray range is detected. The overall flare spectrum is well represented by an absorbed power-law with a soft photon spectral index of 2.5±0.3, and a peak 2-10 keV luminosity of about 3.6·1035 erg/s, i.e. a factor 160 brighter than the Sgr A* quiescent value. No significant spectral change during the flare is observed. This X-ray flare is very different from other bright flares reported yet: it is by far much brighter and softer. The present accurate determination of the flare characteristics challenges the current interpretation of the physical processes occurring inside the very close environment of Sgr A* by providing strong constraints for the theoretical flare models.

[EISENHAUER, GENZEL, HOFMANN, OTT, PAUMARD, PREDEHL, PORQUET, SCHÖDEL]

Abb. 2-37: Drei-Farben Bild des Galaktischen Zentrums, aufgenommen im Röntgenbereich mit XMM-Newton (rot: 0.5-2 keV, grün: 2-5 keV, blau: 5-10 keV). Eine 12 Stunden lange Belichtung vom 26. Februar 2002 (links) zeigt eine ruhige Phase von Sgr A*. Eine 4,5 Stunden lange Beobachtung derselben Region vom 3. Oktober 2002 (rechts) zeigt Sgr A* während des Helligkeitsausbruchs.

Fig. 2-37: A three-colour image of our Galactic Centre observed in X-rays by XMM-Newton (red: 0.5-2 keV, green: 2-5 keV, blue: 5-10 keV). Left: the long exposure (12 hours) in February 26, 2002 shows a quiescent phase of Sgr A*. At right: The same region during the shorter observation (4.5 hours) on October 3, 2002 showing Sgr A* during its X-ray flare.

2.3.2   Nahe normale Galaxien / Nearby normal Galaxies

Die Magellanschen Wolken / The Magellanic Clouds

Photodissoziations-Regionen (PDRs) sind jene Regionen der interstellaren Materie (ISM), deren Physik und Chemie hauptsächlich von UV-Photonen bestimmt wird. Sie spielen eine bedeutende Rolle in der Sternentstehung, da sie die dominierenden Komponenten der neutralen ISM darstellen könnten.

Photo-dissociated regions (PDRs) are those components of the ISM where physics and chemistry are mainly driven by far UV photons. Their role in star formation is important, since they could be the dominant component of the atomic neutral ISM in galaxies.

Wir zeigen hier räumlich aufgelöste ISOCAM-Spektren (5 bis 18 µm, λ/Δλ ~50) des H II-Komplexes N4 in der Großen Magellanschen Wolke (LMC). Zusammen mit Kollegen aus Frankreich und Chile haben wir die einzelnen Infrarot-Bänder (IBs) und Linien des ionisierten Gases aufgenommen. Abb. 2-38 zeigt die 7,7 µm IB-Karte mit darüber gelegten Konturen von
S IV (10,5 µm) und reinem 15µm-Kontinuum. PAH-Emission (Polyaromatische Kohlenwasserstoff) wird aus einer Staubhülle emittiert und ist mit zwei unaufgelösten Intensitätsmaxima am hellsten in der nördlichen Nebelfront. Die Karten der übrigen IBs zeigen alle eine sehr ähnliche Morphologie, was auf einen gemeinsamen Ursprung und Anregungsmechanismus der IBs hindeutet. Ionisiertes Gas befindet sich hauptsächlich in der Lücke, die der Staub in der Nähe der beiden Sterne bildet, die für die Strahlungsanregung verantwortlich sein sollen. Die Abbildung zeigt außerdem Spektren dreier Komponenten eines H II-Komplexes: die staubige, helle Front des Nebels, sowie die Regionen maximaler Strahlung des ionisierten Gases und des 15µm-Kontinuums. IBs sind sehr kräftig in der nördlichen Nebelfront, verschwinden aber in der Region, in der das 15µm-Kontinuum sein Maximum erreicht. Sie werden durch das intensive Strahlungsfeld zerstört. Das Verhältnis der IBs untereinander ist relativ konstant in der gesamten Staubhülle, was dafür spricht, dass hier die verschiedenen PAHs den gleichen Ionisations- und Hydrogenisationszustand besitzen. Dieses Verhältnis entspricht den Verhältnissen in typischen Umgebungen mit solarer Metallizität. Das 15µm-Kontinuum besitzt sein Maximum über einer hellen Punktquelle in der Staubhülle. Starke Silikatabsorptionen in Nah-Infrarotaufnahmen dieser Stelle deuten auf einen roten Stern hin, der tief in der Staubhülle verborgen ist.

We present ISOCAM spectro-imaging data between 5 and 18 mm (l/Dl ~50), of the H II complex N4 in the Large Magellanic Cloud (LMC). Together with colleagues in France and Chile, we have imaged the single Infrared Bands (IBs) and the ionised gas lines. Fig. 2-38 shows the 7.7 mm IB map with the S IV (10.5 µm) and the pure 15 mm continuum contours overlaid. PAH (polyaromatic hydrocarbons) emission arises in a shell and is brightest in the north front with two unresolved peaks. All maps in the other IBs show a very similar morphology suggesting that IB carriers have the same origin, and are excited by the same mechanism. The ionised gas arises mainly in the dust cavity close to the location of the two purported exciting stars. The figure also shows spectra of 3 components of an H II complex: the dusty bright front of the nebula, the peak of the ionised gas and the peak in the 15 mm continuum emission. IBs are very strong in the dense north front, and they disappear where the ionised gas reaches its maximum, and they are destroyed by the intense radiation field. The IB emission ratio is quite constant throughout the dust shell, suggesting that here the PAHs are all in the same ionisation state and/or hydrogenation. This ratio is very similar to the typical value found in solar metallicity environments. Finally, the “pure” continuum 15 mm map peaks on a point source, corresponding to a bright spot in the dust shell. NIR data reveal that there is a red star, which is probably deeply embedded, suggested by the deep silicate absorption.

 

Abb. 2-38: Die 7,7 µm PAH-Strahlung des H II-Komplexes N4 in der LMC (weiße Konturen: Emission von S IV (10,5 µm); schwarze Konturen: 15 µm-Kontinuum). Außerdem sind ISOCAM-Spektren im mittleren Infrarot von 3 Komponenten (H II, PDR, Molekülwolken) des H II-Komplexes abgebildet.

Fig. 2-38: Emission in the 7.7 mm PAH feature of the H II complex N4 in the LMC (white contours: emission in the S IV (10.5 mm) line; black contours: emission in the pure continuum at 15 mm). Also shown are MIR ISOCAM spectra of 3 HII-PDR-molecular cloud components of the H II complex.

Suche nach Dunkler Materie im Rahmen des WeCAPP Projektes /
Search for Dark Matter in the WeCAPP project

Messungen der Rotationsgeschwindigkeiten bei Spiralgalaxien legen auch auf Skalen im Bereich von Kiloparsec die Existenz von Dunkler Materie nahe. Die astrophysikalischen Kandidaten der Dunklen Materie werden unter dem Namen MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects) zusammengefasst. Dabei handelt es sich um Objekte, die, weil sie nur schwach oder gar nicht leuchten, bisher in Himmelsdurchmusterungen unentdeckt blieben. Unter diese Gruppe fallen Braune Zwerge, frühzeitliche Schwarze Löcher, aber auch Überreste einer frühen Generation von Sternen, die sich zu Weißen Zwergen, Neutronensternen oder Schwarzen Löchern entwickelt haben. Die direkteste Methode für den Nachweis dieser dunklen Haloobjekte bietet der sogenannte „Gravitationslinseneffekt“, eine von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagte Eigenschaft von Materie, Licht abzulenken und zu verstärken. Diese sehr seltenen (Wahrscheinlichkeit ca. 10-6) Mikrolinsenereignisse (mikro deshalb, da ihre Lichtablenkung zwar vorhanden, aber zu klein ist, um sie nachzuweisen) verursachen einen charakteristischen Helligkeitsanstieg, der eindeutig auf die Raumkrümmung schließen läßt.

Measurements of the rotation speed in spiral galaxies suggest the existence of dark matter also on scales of kiloparsecs. The astrophysical candidates for the solution of the dark matter problem are known as MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects). As they are very faint or do not emit any light at all, these objects could have been missed in previous astronomical surveys. Possible MACHO candidates are brown dwarfs, primordial Black Holes, or remnants of an early generation of stars that have evolved into white dwarfs, neutron stars or Black Holes. The best way to look for such dark halo-objects is to use the light bending and amplifying effects of gravitational lensing. The very rare (probability ~10-6) microlensing events (separation of the images is of the order of micro-arcseconds) cause a characteristic brightening of stars which unambiguously can be assigned to this effect.

 

Abb. 2-39: Lichtkurven der beiden Machokandidaten WeCAPP-GL1 und WeCAPP-GL2. Die Amplitude der Änderung im I-Band (rote Symbole, rechte Achse ) wurde der Amplitude der Änderung im R-Band (blaue Symbole, linke Achse) angepasst. Der Skalierungsfaktor wurde dabei aus dem theoretischen Lensingfit (schwarze Linie) berechnet und entspricht einer Farbe (R-I)=1.05 für GL1 und (R-I)=1.08 für GL2. Für GL1 zeigen wir außerdem die Datenpunkte des vom französischen Konkurrenzprojekt POINT-AGAPE veröffentlichten Ereignisses PA-00-S3 (grüne Symbole).

Fig. 2-39: Light curves of WeCAPP-GL1 and WeCAPP-GL2. The I-band light curve (red symbols, right axis) has been scaled to the R-band light curve (blue symbols, left axis). The scaling factors were derived from the lensing fit (black curve) and correspond to a colour R-I= 1.05 for GL1 and 1.16 for GL2. In addition we show the r’ and I’ data from the POINT-AGAPE PA-00-S3 event (green symbols) scaled to our data.

An der Universitäts-Sternwarte München wurde 1997 mit dem Wendelstein Calar Alto Pixellensing Projekt (WeCAPP) ein Gravitationslinsenexperiment zur Suche nach MACHOs zwischen der Andromeda-Galaxie und der Milchstrasse gestartet. Das Wendelstein Calar Alto Pixellensing Projekt beobachtet seit 1999 einen ca. 17’x17’ großen Bereich des Zentrums von M31 parallel mit dem 1.23m Calar Alto Teleskop und dem institutseigenen 0.8m Teleskop auf dem Wendelstein in den beiden optischen Filtern R und I. Die hierbei gewonnenen Daten stellen die, was die zeitliche Überdeckung betrifft, umfangreichste und vollständigste Datenbasis des Bulges von M31 dar. Die Reduktion der Calar Alto Daten der Beobachtungskampagne 2000/2001 erbrachte den Nachweis zweier hochverstärkter Mikrolinsen-Ereignisse mit sehr gutem Signal-zu-Rausch Verhältnis. Beide Ereignisse, WeCAPP-GL1 und WeCAPP-GL2, zeigen achromatische Lichtkurven, die der durch die Theorie vorhergesagten charakteristischen Form entsprechen (Abb. 2-39). Massenberechnungen (0.08 und 0.02 M für GL1 bzw. GL2) ergaben, dass die Linsen mit höchster Wahrscheinlichkeit Braunen Zwergen zugeordnet werden können.

The Wendelstein Calar Alto Pixellensing Project (WeCAPP) was launched in 1997 at the University Observatory Munich. The goal of this gravitational lensing experiment was to look for MACHOs between the Andromeda galaxy (M31) and the Milky Way. Since 1999 WeCAPP has observed a 17’x17’ area of the center of M31 simultaneously with the 1.23m telescope at Calar Alto and the institute's own 0.8m telescope at Wendelstein in the optical filters R and I. The resulting data set is the most complete survey of the bulge of M31 to date in terms of its time coverage. Reduction of the Calar Alto data of the campaign 2000/2001 yielded the detection of the first two high-amplification, high signal-to-noise-ratio events. Both events, WeCAPP-GL1 and WeCAPP-GL2, show achromatic light curves, which follow the theoretical predicted characteristic lensing curve (Fig. 2-39). Calculations of the masses of the lenses (0.08 and 0.02 M for GL1 and GL2, respectively) showed that the lenses most probably can be assigned to brown dwarfs.

 

Bedeckende Röntgendoppelsterne in nahen Galaxien / Eclipsing X-ray binaries in nearby galaxies

Bedeckende Röntgendoppelsterne (eXRBs) waren mit die ersten in der Milchstrasse entdeckten Röntgen-quellen und wurden als akkretierende kompakte Objekte in engen Doppelsternsystemen optisch identifiziert. Mit Hilfe der großen Sammelfläche der neuen Generation von Röntgeninstrumenten haben wir zum ersten Mal einen eXRB in einer Galaxy außerhalb der Lokalen Gruppe entdeckt. Die Röntgenquelle X17 in der nahen Starburst-Galaxie NGC 253 zeigte in einer XMM-Newton Beobachtung im Dezember 2000 und während einer Chandra Beobachtung ein Jahr zuvor zwei Übergänge von Zuständen niedriger zu hoher Intensität. Wir deuten diese Übergänge als das Heraustreten eines kompakten Objektes aus der Bedeckung in einem massereichen XRB. Mit Hilfe zusätzlicher XMM-Newton, Chandra, ROSAT und Einstein Be-
obachtungen konnten wir die möglichen Bahnperioden auf nur sieben eingrenzen, von denen 1.47024 und 3.20793 Tage am wahrscheinlichsten sind.

Eclipsing X-ray binaries (eXRBs) were among the first X-ray sources detected in the Milky Way, and have been optically identified as accreting compact objects in a close binary system. With the collecting power of the new generation X-ray instruments, we were, for the first time, able to detect an eXRB in a galaxy outside the Local Group. The X-ray source X17 in the nearby starburst galaxy NGC 253 was found to undergo changes from a low to a high state twice, during an XMM-Newton EPIC observation in December 2000 and also during a Chandra observation one year earlier. We interpret these transitions as egresses from eclipses of a compact object in a high mass XRB. With the help of additional XMM-Newton, Chandra, ROSAT and Einstein observations, we find only seven acceptable periods, 1.47024 d and 3.20793 d are the most promising ones.

Abb. 2-40: Lichtkurve des XRB M33 X-7 in 0.5-3.0 keV und im optischen V und B-V Band über die 3.45 Tage Bahnperiode. Die V Daten sind mit einer Doppel-Sinus-Kurve angepasst.

Fig. 2-40: Light curve of the XRB M33 X-7 in the 0.5-3.0 keV band and in the optical V and B-V folded by the 3.45 d orbital period. Added is a double-sinusoidal approximation to the V data.

Bei der Durchmusterung von M33, einer Galaxie der Lokalen Gruppe, mit XMM-Newton war der eXRB X‑7 während einigen Beobachtungen im Gesichtsfeld, und es wurde ein großer Teil der 3.45 Tage Bahnperiode überdeckt. Die Quelle strahlt schwach während der Bedeckung und zeigt außerhalb der Bedeckung ein Röntgenspektrum, das am besten mit Bremsstrahlungsmodellen oder Schwarz-Körper-Strahlung aus der Scheibe beschrieben werden kann. Wir fanden keine regelmäßigen Pulsationen der Quelle im Bereich 0.5-1000 s. In einer eigenen Untersuchung optischer Daten aus dem Archiv identifizierten wir die Quelle mit einem B0I bis O7I Stern mit 18.89 mag in V, der die typische ellipsoidische Aufheizlichtkurve eines massereichen XRB zeigt, und auch die Periode von M33 X-7 hat (Abb. 2-40). Aus der Lage der Röntgenbedeckung und der optischen Minima konnten wir eine verbesserte Bahnperiode bestimmen. Die aus den Bahnparametern abgeleitete Masse des kompakten Objekts, das Fehlen von Pulsationen und das Röntgenspektrum deuten auf ein Schwarzes Loch im Doppelsternsystem hin. M33 X-7 wäre der erste massereiche bedeckende XRB mit einem Schwarzen Loch.

During the XMM-Newton survey of the Local Group galaxy M33 the eXRB X-7 was in the field of view during several observations, which cover a large part of the X-7 3.45 d orbital phase. We detect emission during eclipse and an X-ray spectrum of the source out of eclipse, which can best be described by bremsstrahlung or disk blackbody models. No regular pulsations of the source in the range 0.5-1000 s were found. In a special analysis of archival optical data we identified as optical counterpart a B0I to O7I star of 18.89 mag in V which shows the typical ellipsoidal heating light curve of a high mass XRB and has the M33 X-7 period (Fig. 2-40). The location of the X-ray eclipse and the optical minima allow us to determine an improved binary period and ephemeris of mid eclipse. The mass of the compact object derived from orbital parameters and the optical companion mass, the lack of pulsations, and the X-ray spectrum of M33 X-7 may indicate that the compact object in the system is a Black Hole. M33 X-7 would be the first detected eclipsing high mass Black Hole XRB.

 

Einfluss der Galaxienhaufenumgebung auf Mitgliedsgalaxien /
Environmental influence of cluster media on its member galaxies

Auf Grund zahlreicher Beobachtungen morphologischer Übergange außerhalb der Virialradien von Galaxienhaufen, mussten vor kurzem die Einflüsse der Galaxienhaufenumgebung auf die Mitgliedsgalaxien (bekannt als Butcher-Oemler Effekt) revidiert werden, die durch unidentifizierte Gas-Entfern-Prozesse hervorgerufen werden. In diesem Zusammenhang erlaubten uns XMM-Newton Beobachtungen der M86 Gruppe, detailliert die Prozesse zu untersuchen, die zum spektakulären Zerreißen von M86 führen (Abb. 2-41). Wir identifizieren einen möglichen Stoss mit einer Machzahl von ~1.4, der die Galaxie in nordöstlicher Richtung zusammendrückt. Wir führen den Schock auf ein dichtes Filament zurück, das im Röntgenbereich strahlt und bereits in den RASS Daten sichtbar war. Der Stoss hängt nicht mit anderen identifizierten Komponenten der M86 Röntgenstrahlung zusammen, wie z.B. dem „Plume“, dem nordöstlichen Arm oder der südlichen Verlängerung, für die wir ähnlich wie für die inneren 2 kpc von M86 eine niedrige Entropie finden. Außerdem deutet allein die Existenz eines weit ausgedehnten Gas-Halos um die M86 Gruppe bereits darauf hin, dass das Zerreißen des Röntgenhalos von M86 auf Wechselwirkungen auf kleinen räumlichen Skalen, wie z.B. Galaxien-Galaxien Zusammenstößen zurückzuführen sein kann.

The environmental influence of cluster media on its member galaxies, known as Butcher-Oemler effect, has recently been subject to revision due to numerous observations of strong morphological transformations occurring outside the cluster virial radii, caused by some unidentified gas removal processes. In this context, XMM-Newton observations of the M86 group allowed us an in-depth investigation of the processes involved in the spectacular disruption of this object (Fig. 2-41). We identify a possible shock with Mach number of ~1.4 in the process of crushing the galaxy in the north-east direction. We ascribe the latter to the presence of a dense X-ray emitting filament, previously revealed in the RASS data. The shock is not associated with other identified features of M86 X-ray emission, such as the plume, the north-eastern arm and the southern extension, which are found to have low entropy, similar to the inner 2 kpc of M86. Finally, mere existence of the large-scale gas halo around the M86 group, suggests that the disruptions of M86's X-ray halo may be caused by small-scale types of interactions such as galaxy-galaxy collisions.

 

Abb. 2-41: XMM-Newton Bild (links), Eisen Häufigkeit (Mitte) und Gas Temperatur (rechts) Karten von M86. Norden ist links und Westen nach oben. Die Galaxie befindet sich in der Bild Mitte, der „Plume“ ist die helle Struktur, die sich nach NW ausdehnt.

Fig. 2-41: XMM-Newton image (left), iron abundance (middle) and gas temperature (right) maps of M86. North is at the left and west to the top. The galaxy is located in the image centre, the plume is the bright emission extending to the NW.

Leiden schwere Galaxien an Calcium-Mangel? / Do heavy galaxies suffer form a shortage of Calcium?

Die Analyse der chemischen Eigenschaften von Galaxien ist äuberst schwierig, da wir diese nicht in einzelne Sterne auflösen können. Wir müssen also die Sternpopulationen einer Galaxie als ganzes untersuchen. Zu diesem Zweck werden sog. Populationssynthese-Modelle konstruiert, die es ermöglichen, das Licht und somit auch Spektren einer Sternpopulation als Funktion z.B. ihres Alters zu beschreiben. Allerdings sind die Spektren, die wir beobachten, aufgrund der Eigenbewegungen der Sterne in der Galaxie durch den Doppler-Effekt stark verschmiert, so dass Absorptionslinien von einzelnen chemischen Elementen nicht mehr identifiziert werden können. Aufgrund dessen wissen wir bisher sehr wenig über die chemischen Eigenschaften von Galaxien, abgesehen von unserer eigenen.

The determination of chemical abundances in galaxies is difficult, because we cannot resolve them in individual stars, but have to analyse the stellar population of a galaxy as a whole. For this purpose, astronomers construct so-called population synthesis models, which enables the description of the light and hence also the spectral energy distributions of a stellar population as a function of its age. However, the observed spectra are smeared out, due to the Doppler effect caused by the proper motions of the stars. As a consequence, the absorption lines of individual chemical elements cannot be identified. Therefore, we know only very little about the chemical properties of galaxies, with the exception of our own Galaxy.

Wir haben nun eine Möglichkeit gefunden dieses Problem zu umgehen und Populationssynthese-Modelle entwickelt, die die Spektren von Sternpopulationen auch als Funktion der Häufigkeiten chemischer Elemente beschreiben. Dadurch ist es erstmals möglich geworden, die Elementverhältnisse in anderen Galaxien zu studieren. Anhand der neuen Modelle haben wir nun die Mg-Absorptionslinien bei 5175 Å und eine Ca-Linie bei 4227 Å von elliptischen Galaxien untersucht und herausgefunden, dass diese Objekte überraschend geringe Ca/Mg Verhältnisse aufweisen. In anderen Worten, elliptische Galaxien scheinen an einem Mangel an Calcium zu leiden. Je massereicher die Galaxie, desto größer wird dieses Defizit am Element Calcium relativ zu Magnesium (Abb. 2-42).

We have now found a possibility to solve this problem by developing population synthesis models that describe spectra of stellar populations also as a function of chemical element abundances. In this way it has become possible for the first time, to study the chemical element ratios in other galaxies. By means of our new models we have analysed the Mg absorption lines around 5175 Å and a Ca line at 4227 Å of elliptical galaxies. We have discovered that these objects have surprisingly low Ca/Mg ratios. In other words, elliptical galaxies seem to suffer from a shortage of calcium. The more massive the galaxy, the larger becomes this deficit of calcium relative to Magnesium (Fig. 2-42).

 

Abb. 2-42: Die Abbildung zeigt das Verhältnis der Elemente Calcium zu Magnesium in elliptischen Galaxien als Funktion ihrer Geschwindigkeitsdispersion, d.h. Masse. Die grünen Dreiecke sind Zwerggalaxien aus der Lokalen Gruppe. Die Abnahme des Ca/Mg-Verhältnisses mit zunehmender Galaxien-Masse ist klar erkennbar.

Fig. 2-42: The figure shows the abundance ratio of the elements Calcium and Magnesium in elliptical galaxies as a function of their velocity dispersion, i.e. mass. The green triangles are dwarf galaxies in the Local Group. One can notice a clear decrease of the Ca/Mg ratio with increasing galaxy mass.

Das ist deswegen überraschend, weil die Elemente Magnesium und Calcium durch sehr ähnliche Prozesse in (Typ II) Supernova Explosionen produziert werden. Es gibt also keinen offensichtlichen Grund, warum die Sterne in massereichen elliptischen Galaxien geringere Calcium-Häufigkeiten haben sollten. Nun sind diese Galaxien sehr alt und haben sich vor mehr als 10 Milliarden Jahren gebildet, als das Universum noch sehr jung war. D.h. wir können aus dem Calcium-Mangel den wir heute beobachten, etwas darüber lernen unter welchen Bedingungen diese Galaxien im frühen Universum entstanden sein müssen. Eine Möglichkeit wäre, dass elliptische Galaxien voll von Staub (bestehend aus Silikaten) waren. Dieser Staub hat dann die Calcium-Atome binden können, so dass sie nicht in die Sternatmosphären gelangen konnten, und wir sie folglich heute nicht beobachten.

This result is very surprising, because the element Magnesium and Calcium are produced through very similar processes in (Type II) supernova explosions. There is no obvious reason why the stars in massive elliptical galaxies should have lower Calcium abundances. It is important to remember that those galaxies are very old and have formed more than 10 billion years ago, when the Universe was still very young. This means that the Calcium deficit observed today tells us something about the conditions under which galaxies must have formed in the early universe. One possibility is that, during formation, elliptical galaxies were full of dust (composed of silicates). The dust might have bound most of the Calcium atoms, so that they could not enter into the atmospheres of the stars, and hence we cannot observe them today.

[ASCHENBACH, BENDER, CESARSKY, CONTURSI, FINOGUENOV, FLIRI, HABERL, MARASTON, MISANOVIC, PIETSCH, RIFFESER, SEITZ, THOMAS,]

2.3.4   Entwicklung von Starburst und verschmelzenden Galaxien /
Evolution of Starburst Galaxies and Mergers

W3: Die Geburt einer ultra-kompakten Zwerggalaxie? / W3: the birth of an ultra-compact dwarf galaxy?

Die Verschmelzung von zwei Galaxien führt nicht nur zu Sternentstehung, sondern auch zur Bildung von Sternhaufen, die sich anschließend zu Kugel-sternhaufen entwickeln. In der Milchstrasse betragen die typischen Massen und Radien von Kugelsternhaufen etwa 105 M und 5 pc. In Galaxien, die durch Verschmelzung entstanden sind (z.B.„Antennen Galaxie“) haben die größten unter den jungen (ca. 106 Jahre alt) Sternhaufen Massen von etwa 106 M. Deren Masse verringert sich dann sowohl durch Massenverluste bei der Sternentwicklung als auch durch dynamische Prozesse im Haufen. Die massereichsten Objekte entwickeln sich vermutlich zu Haufen, ähnlich den massereichen Haufen der Milchstrasse (z.B. 47 Tucanae). Allerdings fällt der Sternhaufen W3 in der Galaxie NGC 7252, aus der Reihe: mit einem Alter von 3·108 Jahren und einer Masse von ca. 7.2·107 M kann er kein normaler Kugelsternhaufen sein. Da seine hohe Masse über Sternpopulations-Modelle aus der Leuchtkraft abgeleitet wurde, ist sie sehr ungenau bestimmt. Deshalb haben wir seine dynamische Masse genau bestimmt, indem wir am VLT ein hochaufgelöstes Spektrum von W3, gemessen haben.

The merger of two galaxies not only triggers star formation, but also the formation of star clusters, that are believed to evolve in globular clusters (GCs). In the Milky Way, the typical masses and radii of GCs are around 105 M and 5 pc, respectively. Typically the most massive among the young (106 years old) star clusters of merger remnant galaxies, like the Antennae, have masses around 106 M. The mass can be reduced by both, dynamical processes like evaporation and stripping, and mass-loss due to stellar evolution. This suggests that the heavyweight members may evolve into the most massive among the Milky Way GCs (e.g. 47 Tuc). However, one star cluster, object W3 in the merger remnant galaxy NGC 7252, is 300 million years old and has such a large luminosity-derived mass (7.2·107 M), which causes problems in its classification as a candidate GC. The luminosity-derived mass is uncertain since it relies on the M/L ratio of a stellar population model at a certain age and metallicity. Therefore, we have determined the dynamical mass of the target object, by obtaining a high S/N optical spectrum using the UVES instrument mounted on VLT.

Abb. 2-43: Diagramm der strukturellen Eigenschaften von Sternsystemen, genannt „Fundamental Plane“. Die Koordinate k1 entspricht in etwa der Masse, k2 sagt etwas darüber aus, wie ein Objekt ist. Die Linien markieren die Positionen verschiedener Sternsysteme: Elliptische Galaxien (B+E), Zwerggalaxien (dE), und Kugelsternhaufen (GC). Die massivsten Sternhaufen aus der Lokal Gruppe (OmegaCen und G1) sind als Kreuze gezeigt. Das Objekt W3 ist als Sternsymbol aufgetragen, der Pfeil gibt an, wohin sich W3 in den nächsten 10 Milliarden Jahren entwickeln wird. Wichtig ist, dass sich W3 im Diagramm zwischen Kugelhaufen und elliptischen Galaxien befindet, ganz in der Nähe von M32 und den ultra-kompakten Zwerggalaxien (UCDG) aus dem Galaxienhaufen Fornax. Eine bisher verlassene Region in der „Fundamental Plane“ wird nun bevölkert.

Fig. 2-43: The diagram of the structural properties of stellar systems, known as the fundamental plane. In the face-on projection, the coordinate k1 is the mass and k2 is a concentration factor: objects with higher values of k2 are more concentrated for a given mass. Locations of stellar systems are indicated - bulges plus ellipticals B+E, dwarf ellipticals dE, globular clusters GCs. The heavyweights, old star clusters of the Local Group wCen and G1 are indicated as crosses. The object W3 is shown as a star, the arrow pointing to its position when aged to 10 Gyr. Note the similarity between W3 and the Ultra Compact Dwarf Galaxies (UCDGs) Fornax, and M32. A previously deserted region of the fundamental plane starts being populated.

Als Ergebnis bekommen wir eine dynamische Masse von (8±2)·107 M, was sehr gut mit dem über die Leuchtkraft ermittelten Wert übereinstimmt. Das bedeutet, dass W3 der größte Sternhaufen wäre, der je beobachtet wurde. Über seine Masse, Radius und Leuchtkraft können wir seine strukturellen Eigenschaften errechnen, mit denen anderer Sternsysteme vergleichen, und damit W3 klassifizieren (Abb. 2-43). Es zeigt sich, dass W3 sehr unähnlich den Kugelsternhaufen unserer Galaxie ist (einschließlich dem größten, Omega Centauri), da er für seine Masse zu wenig kompakt ist. W3 ist wohl eine Galaxie, ähnlich den kompakten Zwerggalaxien (z.B. M32) oder den erst kürzlich entdeckten ultra-kompakten Zwerggalaxien im Formax Galaxienhaufen.

We find a dynamical mass of (8±2)·107 M, which is in excellent agreement with the luminosity-derived one. W3 is the most massive newly formed star cluster known. The mass, in combination with luminosity and radius allows us to determine its structural properties. By comparing these to those of other stellar systems, the object can be classified (Fig. 2-43). We find that W3 lies far from the sequence of GC, including the heavyweights of the Local Group, WCen in the Milky Way and G1 in Andromeda, because it is too massive and not compact enough. W3 cannot be a progenitor of a dwarf elliptical (dE) because it is too compact for its mass. Instead, W3 is consistent with being a very compact dwarf galaxy, like M32, and the small ultra-compact dwarf galaxies recently discovered in Fornax.

Analyse des Zusamenstosses mehrerer Galaxien im Röntgenlicht /
X-ray anatomy of a multiple galaxy collision

Abb. 2-44: Chandra Bild von SQ im 0.5-8 keV Band (links) und Chandra Konturlinien über einem optischen Bild (rechts). Strahlung aus der Stossregion, ausgedehnte diffuse Strahlung wie auch einige kompakte Quellen sind sichtbar.

Fig. 2-44: Chandra image of SQ in the 0.5-8 keV band (left) and overlay of Chandra contours onto an optical image (right). Emission from the shock and extended diffuse emission as well as several compact sources are detected.

Chandra Beobachtungen der kompakten Galaxien-gruppe Stephan's Quintet (SQ, Abb. 2-44) zeigen mit höherer Auflösung und verbessertem Signal-zu-Rauschen Merkmale, die zuerst mit ROSAT entdeckt wurden. Der weit ausgedehnte Stoss (40 kpc) wird in eine schmale nord-südliche Strahlungskomponente aufgelöst, die in einer ausgedehnteren diffusen Komponente (Durchmesser mehr als 80 kpc) eingebettet ist. Die nord-südliche Struktur ist klumpig und schärfer begrenzt auf der Westseite und zeigt sich nur bei Energien unterhalb von 2 keV. Ihr Erscheinungsbild wird am besten durch einen Stoss erklärt, der durch den Hochgeschwindigkeits-Zusammenstoss von NGC 7318b, einem „neuen Eindringling“, und dem Zwischengalaxienmedium in SQ hervorgerufen wird. Die Stossbedingungen in der Nähe von NGC 7318b legen nahe, dass eine Bug-Stoßwelle in eine vorher vorhandene H I Wolke eindringt und dabei das Gas auf eine Temperatur von 0.5 keV aufheizt.

Chandra observations of the compact galaxy group known as Stephan's Quintet (SQ, Fig. 2-44) show with higher resolution and improved signal-to-noise, features first detected by ROSAT. The large-scale shock (40 kpc) is resolved into a narrow north-south feature, embedded in more extended diffuse emission with a diameter of more than 80 kpc. The north-south structure is clumpy, more sharply bounded on the west side and prominent only at energies below 2 keV. Its observational properties are best explained by a shock produced by a high velocity encounter between NGC 7318b, a “new intruder”, and the intergalactic medium in SQ. The shock conditions near the high-speed intruder suggest that a bow shock is propagating into a pre-existing H I cloud and heating the gas to a temperature of 0.5 keV.

 

XMM-Newton Beobachtungen der aktiven Kerne in NGC 6240 /
XMM-Newton observations of the binary Black Hole in NGC 6240

Chandra Beobachtungen erbrachten erstmals den Nachweis der Existenz zweier aktiver schwarzer Löcher in der Galaxie NGC 6240. XMM-Newton erlaubt auf Grund seiner höheren Sammelfläche eine genauere spektrale Analyse als Chandra. Die XMM-Newton Beobachtungen zeigen, dass die spektrale Energieverteilung durch drei Plasmakomponenten mit Temperaturen von 0.66±0.03 keV, 1.4±0.2 keV, und 5.5±1.5 keV modelliert werden kann. Die Plasmaemission mit der höchsten Temperatur erklärt auch das Auftreten der ionisierten Fe K Linien bei 6.68 keV und 7.01 keV (Fe XXV und Fe XXVI). Diese ionisierten Fe K Linien wurden zusammen mit der neutralen Fe K Linie bei 6.4 keV erstmals getrennt im Spektrum nachgewiesen (Abb. 2-45). Der Nachweis der 6.4 keV Linie steht im Einklang mit dem Nachweis einer hochabsorbierten Potenzgesetzkomponente, beides deutet auf Akkretion von Materie auf Schwarze Löcher hin. Die 6.4 keV Linie entsteht dabei durch Reflexion der Strahlung der Akkretionsscheiben an optisch dicker Materie (molekularer Torus). Außerdem wurde nachgewiesen, dass die Plasmatemperaturen und die Absorption zum Zentrum der Galaxie ansteigen. Diese spektralen Komponenten sind ähnlich denen in Galaxien mit starker Sternentstehung (NGC 253). Dies weißt auf ähnliche physikalische Prozesse in Ultraleuchtkräftigen IRAS Galaxien und sogenannten „starburst“ Galaxien hin.

Chandra observations recently reported have revealed for the first time the presence of a binary Black Hole in NGC 6240. The high throughput of the XMM-Newton satellite enables more precise spectral analysis compared to Chandra. From the XMM-Newton observations we have learned that the observed X-ray spectral energy distribution is dominated by emission from collisionally ionised plasmas with three distinct temperatures of 0.66±0.03 keV, 1.4±0.2 keV, and 5.5±1.5 keV. The plasma emission can successfully explain the presence of the ionised Fe K lines at 6.68 keV and 7.01 keV (Fe XXV and Fe XXVI), which are resolved for the first time in the XMM-Newton data. We also detect the neutral Fe K line at 6.4 keV (Fig. 2-45). The detection of this line is in agreement with the presence of a highly absorbed power-law component, and with the presence of reflected X-ray emission from the active galactic nuclei at the molecular torus zones of the binary Black Hole system. We can show, for the first time, that the plasma temperatures and the column densities increase towards the center of NGC 6240 and that there is a striking similarity between NGC 6240 and the local starburst galaxy NGC 253. This suggests that a similar underlying physical process is at work in both galaxies.

 

Abb. 2-45: XMM-Newton MOS1/2 Spektrum der Galaxie NGC 6240 im Bereich des Fe K Linienkomplexes. Die neutrale und die ionisierten Fe K Linien sind im Bild gekennzeichnet. Die Fe K Linien werden durch Emission einer Plasmakomponente mit einer Temperatur von etwa 5.5 keV hervorgerufen. Die neutrale Fe Ka Linie wird durch eine Gausslinie modelliert. Die Emission der Fe Kb Linie wurden ebenfalls mit berücksichtigt.

Fig. 2-45: Spectral fit to the XMM-Newton MOS1/2 data of NGC 6240 in the Fe K line range (with the identifications of the Fe lines). We assumed emission from a collisionally ionised plasma to model the Fe K line emission. We modelled the neutral 6.4 Fe Ka line by a simple Gaussian, and have also included emission from the Fe Kb line. The Fe XXV and Fe XXVI lines originate from the hottest plasma component.

Starburst, AGN und Stoßwellen in der verschmelzenden Galaxie NGC 6240 /
Starburst, AGN, and shocks in the merging galaxy NGC 6240

Durch ihre Nähe ist die infrarotleuchtkräftige Galaxie NGC 6240 ideal geeignet für Studien der Galaxien-verschmelzung und den damit verbundenen verschiedenen Formen der Aktivität. Sie ist wohl auch ein lokales Muster für gas- und staubreiche Systeme mit aktiven Kernen bei hoher Rotverschiebung. Wir haben deshalb alle vom Infrared Space Observatory (ISO) gewonnenen Spektren von NGC 6240 im mittleren und fernen Infrarot analysiert, sowie einen mit unserem neuen feldabbildenenden Spektrometer SPIFFI am VLT gewonnenen Datenkubus hoher räumlicher und spektraler Auflösung.

Because of its proximity, the infrared-luminous galaxy NGC 6240 is ideal to study the merging process of galaxies and the various types of activity associated with it. It is also a local template for gas and dust rich systems with active nuclei at high redshift. For these reasons, we have analysed all mid- and far-infrared spectra of NGC 6240 obtained by the Infrared Space Observatory (ISO) as well as a high spatial and spectral resolution data cube obtained with our new integral field spectrometer SPIFFI at the VLT.

Die Spektren im mittleren Infrarot zeigen hochangeregte Linien und ein erhöhtes Kontinuum. Dies sind Zeichen der aktiven Kerne, die auch im Röntgenbereich klar gesehen werden. Die Emission im mittleren Infrarot wird aber dominiert von niedrig angeregten Emissionslinien und Emissionen aromatischer Verbindungen, die Sternentstehung anzeigen. Eine kritische Analyse aller bekannten Randbedingungen legt nahe, dass Sternentstehung für mindestens die Hälfte der Gesamtleuchtkraft in diesem Objekt verantwortlich ist, mit einem signifikanten Minderheitsbeitrag des AGN. Einzigartig für NGC 6240 sind die starken Stoßwellen im interstellaren Medium, die volle 0.6% der Gesamtleuchtkraft in Emissionslinien molekularen Wasserstoffs und atomaren Sauerstoffs emittieren.

The mid-infrared spectra show high excitation lines and an elevated mid-IR continuum. These are indicators of the active nuclei in this system that are also prominently observed in X-rays. The mid-infrared emission is dominated, however, by low excitation line emission and by emission features from aromatic species, tracing star formation. A critical analysis of all available constraints suggests that star formation is responsible for at least half of the bolometric luminosity in this object, with the AGN contributing the rest.

A unique property of NGC 6240 is the strong shocks in its interstellar medium, radiating as much as 0.6% of its total luminosity in emission lines of molecular hydrogen and atomic oxygen.

Abb. 2-46: Hochaufgelöste Karten des Zentralgebiets der verschmelzenden Galaxie NGC 6240, abgeleitet aus feldabbildender Spektroskopie mit SPIFFI. Die Verteilung der Sterne zeigt die Kerne der Vorgängergalaxien, während die Verteilung ionisierten Gases (Brg) und molekularen Gases (H2) komplexer ist. Rechts werden Geschwindigkeitsfelder für Sterne und Gas gezeigt.

Fig. 2-46: High spatial resolution maps of the central region of the merging galaxy NGC 6240, derived from SPIFFI imaging spectroscopy. The distribution of stars delineates the nuclei of the two progenitor galaxies while the distribution of ionised gas (Brg) and molecular gas (H2) is more complex. Velocity fields for stars and gas are shown on the right.

Das Gesamtbild aus den ISO-Daten gewinnt an Detail in den hochaufgelösten SPIFFI-Daten (0.27'' = 125pc), aus denen wir die räumliche Verteilung und Kinematik von Sternen, und von verschiedenen Phasen des interstellaren Mediums abgeleitet haben (Abb. 2-46). Der größte Teil der in Brg gesehenen Sternentstehung geschieht in den beiden Kernen auf Skalen von 200 pc, es gibt jedoch eine weitere Brg-Quelle in der Gasbrücke zwischen den beiden Kernen. H2 folgt einem komplexen räumlichen und dynamischen Muster mit mehreren Filamenten. Seine Kinematik ist sehr komplex und unterschiedlich zur einfachen gegenläufigen Rotation der Sterne. Möglicherweise sehen wir die beiden Vorgängergalaxien in der Pause zum Rückfall zur zweiten Annäherung. Dabei wechselwirken sie mit der durch Gezeiten gebildeten Gasbrücke zwischen den Kernen und regen sie durch Stoßwellen an. Die Bedingungen in diesem Medium sind derzeit zu extrem für Sternentstehung, aber Dissipation und Kühlung durch die Emission der Stoßwellen erfolgen rasch. In NGC 6240 könnte eine weitere, in der Tat ultraleuchtkräftige Sternentstehungsepisode unmittelbar bevorstehen.

The global picture from the ISO data gains detail in the high resolution SPIFFI data (0.27'' = 125pc) from which we derived the spatial distributions and kinematics of stars and of different phases of the interstellar medium (Fig. 2-46). Most of the starburst activity as traced by Brg occurs in the two nuclei on scales of 200 pc, although there appears to be one extra-nuclear Brg source in the gas bridge between the two nuclei. The H2 follows a complex spatial and dynamical pattern with several extended streamers. The kinematics is extremely complex and very different from the relatively simple counter-rotation pattern of the stars. We may be observing the two progenitor galaxies after the first “hang out” phase in the process of falling back in for a second approach. In this process they are strongly interacting with and shock exciting the tidally swept out gas bridge between the nuclei. The conditions in this medium are currently too extreme to form stars, but dissipation and cooling by the strong shock emission is rapid. NGC 6240 may be on the verge of experiencing another truly ultraluminous star formation episode.

Materieströme aus massereichen Sternhaufen: die Energiequelle für Superwinde im Antennen-System /
Outflows from massive stellar clusters: Superwind engines in the Antennae

Sogenannte Starbursts bilden Sterne in hellen, kompakten „super star clusters“ (SSCs), extrem massereichen Sternhaufen, die 105–107 M in Sternen beinhalten. In ihrer frühesten Entwicklungsphase sind sie eingehüllt in Gas- und Staubwolken, welche durch UV-Strahlung von sehr massereichen, kurzlebigen O-Sternen angeregt werden. Ihre Spektren sind dementsprechend geprägt von den Nebellinien dieses Gases. Wir haben die Gas-Kinematik in eingebetteten SSCs im nächstgelegenen Paar verschmelzender Galaxien, den Antennen, mittels Infrarot-Spektroskopie vermessen. Dabei haben wir breite, supersonische Emissionslinien rekombinierenden atomaren Wasserstoffs und Heliums entdeckt, sowie photo-angeregten molekularen Wasserstoff. Ein Vergleich der beobachteten Linienbreiten mit den Fluchtgeschwindigkeiten für diese Sternhaufen zeigt, dass die schnellen Gaswolken, die diese Linien ausstrahlen, gravitativ nicht an die Haufen gebunden sind, sondern in Winden ausströmen. Wir haben diese Objekte „emission-line clusters“ (ELCs, Emissionslinien-Haufen) getauft.

Starbursts form stars in bright, compact “super star clusters” (SSCs) that contain 105-107 M in stars. In their youngest phase, they are embedded in gas and dust that is excited by UV radiation from very massive, short-lived O stars, and their spectra are dominated by the nebular emission from this gas. We used infrared spectroscopy to survey the nebular kinematics of embedded SSCs in the nearest merging pair of galaxies, the Antennae. We discovered broad, supersonic emission lines from recombining atomic hydrogen and helium, and photo-excited molecular hydrogen. Comparing the observed line widths with escape velocities for these clusters reveals that the high-velocity gas emitting these lines is not bound to the clusters, but is flowing out in a cluster wind. We dub these objects emission-line clusters (ELCs).

 

Abb. 2-47: Gemessene Massenverlustraten (normiert auf die Rate eines 106M-Haufens) übertreffen deutlich die Raten, die für Sterne vorhergesagt werden (lila: Summe, rot: Sternwinde, blau: Supernovae). Das heißt, dass Haufenwinde sehr effektiv die Umgebungsmaterie wegblasen.

Fig. 2-47: Measured mass-loss rates (normalised to that of a 106 M cluster) greatly exceed those predicted for stars (purple: sum, red: stellar winds, blue: supernovae), implying that the winds efficiently sweep up ambient matter.

Wir haben Modelle berechnet für Brγ Linienprofile, die von einem Haufenwind erzeugt werden, und diese an unsere Spektren angepasst. Die geschätzten Massenverlustraten reichen von 0,01 bis 1 M/Jahr, die Endgeschwindigkeiten sind bis zu 200 km/s hoch (Abb. 2-47). Tausende massereicher Sterne liefern die Energie, die nötig ist, diese Winde zu erzeugen. Deren Endgeschwindigkeiten können jedoch 1000 km/s übertreffen. Dies legt nahe, dass wir den Großteil der Ausströmungen dieser Winde beobachten, die miteinander und mit dem umgebenden Medium kollidiert sind. Wenn wir die ELC Massenverlustraten mit denen vergleichen, die wir für Sternwinde und Supernovae erwarten, finden wir, dass etwa 60-mal mehr Materie vorhanden ist, als die stellaren Quellen liefern können. Vermutlich reißt der Ausstrom die umgebende Materie mit. Da das rekombinierende Gas jedoch nur einen kleinen Teil der durch die stellaren Auswürfe verfügbaren kinetischen Energie besitzt, muss die fehlende Energie in einem heißeren oder kühleren Medium stecken, welches kein Brγ ausstrahlt. Dies deutet auf eine effiziente Thermalisierung der Windenergie hin.

We calculated models for Brg line profiles produced by a cluster wind and fit them to our spectra. The estimated mass-loss rates range from 0.01-1 M/yr, and terminal velocities are as high as 200 km/s (Fig. 2-47). Thousands of massive stars provide the outflow energy to power these winds, but their terminal velocities can exceed 1000 km/s. This suggests that we are observing the bulk outflow of these winds that have collided with each other and the ambient medium. Comparing the ELC mass-loss rates with those predicted due to stellar winds and supernovae, we find ~60 times more matter than is available from the stellar sources. This is evidence for entrainment of ambient matter by the outflow. However, the recombining gas contains a small fraction of the totally available kinetic energy from stellar ejecta. The missing energy must be contained in a hotter or colder medium so that it does not emit Brg. This is evidence for efficient thermalization of the wind energy.

[BOLLER, BREITSCHWERDT, COSTANTINI, EISENHAUER, GALLO, GENZEL, GILBERT, HASINGER, KEIL, LEHMANN, LUTZ, MARASTON, PIETSCH, SAGLIA, STURM, TECZA]

2.3.5   Physikalische Prozesse in lokalen AGN / Physical processes in local AGN

 Nukleare Dynamik und Sternentstehung in AGN / Nuclear Dynamics and Star Formation in AGN

Wir haben die Analyse von Spektren der Seyfert-1-Galaxie NGC 7469 abgeschlossen. Diese Spektren wurden mit den Keck- und VLT-Teleskopen aufgenommen und besitzen durch die Verwendung adaptiver Optik (AO) eine Auflösung von 0,1’’. Diese AO-Daten im K-Band wurden ergänzt durch mm-Interferometrie der CO(2-1) Linie bei einer Auflösung von 0,7’’ (Abb. 2-48). Dieser einzigartige Datensatz ermöglicht es uns, die Verteilung und Kinematik des molekularen Gases über zwei räumliche Größenordnungen hinweg zu untersuchen. Die beobachteten dynamischen Strukturen werden sehr gut durch ein achsensymmetrisches Massenmodell reproduziert, welches eine breite Scheibe, den wohlbekannten zirkum-nuklearen Ring mit 4-5’’ Durchmesser, sowie einen zuvor unbekannten Ring um den Galaxienkern mit einem Radius von 0,2’’ beinhaltet. Obwohl die Emission der CO(2-1)-Linie eine balkenartige Struktur aufweist, gibt es keine zugehörige kinematische Signatur. Es gibt keinen kinematischen Hinweis auf verschachtelte Balken und Schockzonen, die Gas nach innen befördern könnten. Die aufgrund des Modells geschätzte Masse weist auf einen CO-H2-Umrechnungsfaktor in den inneren paar Bogensekunden hin, der etwa dem 0,4-0,8-fachen des galaktischen Wertes entspricht. Dies ist auch von anderen Gebieten intensiver Sternentstehung bekannt.

We have completed analysis of 0.1” resolution adaptive optics (AO) spectroscopic data from the Keck and VLT telescopes for the Seyfert 1 galaxy NGC 7469. The AO K-band data were complemented by mm interferometric data of the CO(2-1) line at 0.7” resolution (Fig. 2-48). This unique data set gives us tools with which we can probe the distribution and kinematics of the molecular gas across nearly 2 orders of magnitude in spatial scale. The dynamical structures observed are well reproduced by a single axisymmetric mass model comprising a broad disk, the well-known 4-5” diameter circumnuclear ring, and a previously unknown nuclear ring at a radius of 0.2”. Although the CO(2-1) emission shows a bar-like feature, there is no associated kinematic signature. There is no kinematic evidence for nested bars. The mass estimate from the model indicates that the CO-to-H2 conversion factor in the central few arcseconds is 0.4-0.8 times the Galactic value, as seen in other intense star forming environments.

Sowohl in NGC 7469 als auch in Mkn 231 haben wir den Sternhaufen im Galaxienkern (~40 und 300 pc Durchmesser) direkt aufgelöst. Die Vermutung liegt nahe, dass zwischen AGN und Sternentstehung eine Verbindung besteht, ob nun mechanischer Art oder durch Strahlung. So eine Verbindung wurde schon häufig für Seyfert-2-Galaxien postuliert, da es für diese in etwa der Hälfte der Fälle Hinweise auf zentrale Sternentstehung (<300 pc um den AGN) gibt. Für Seyfert-1-Galaxien jedoch ist die Situation weniger klar, denn die Sternentstehung findet dort typischerweise weiter entfernt vom AGN statt. Der direkte Nachweis zentraler Sternhaufen in NGC 7469 und Mkn 231 ist ein bedeutender Schritt zur Klärung der Beziehung zwischen AGN, zentraler Sternentstehung und vereinheitlichenden AGN-Modellen.

In both NGC 7469 and Mkn 231, we have directly resolved the nuclear star cluster (~40 and 300 pc across). It seems an unavoidable conclusion that there is some link between the AGN and the star formation, whether radiative or mechanical. Such a link has often been posited for Seyfert 2 galaxies, as there is evidence for nuclear star formation within 300 pc of the AGN in about half of such nuclei. However, the situation for Seyfert 1 galaxies and quasars is less clear, since the star formation typically lies much further from the AGN. The direct detection of nuclear star clusters in NGC 7469 and Mkn 231 is an important step towards clarifying the relationship between AGN, nuclear star formation, and the AGN unification scheme.

 

Abb. 2-48 links: Millimeter-interferometrische Karte der CO(2-1)-Emission des molekularen Gases (rot), sowie J-Band HST-Aufnahme der Sternhaufen (grün). Die Lage der Spalte für die AO-Spektroskopie mit Keck ist ebenfalls dargestellt. Rechts: Geschwindigkeitskurve mit <0,1" Auflösung für die beiden Positionswinkel. Die roten Linien stellen die Rotationskurven dar, die aus dem Massenmodell mit 107 Msol innerhalb der zentralen 0,1" abgeleitet wurden. Die blaue Linie zeigt, welche Kurve sich bei einer erheblich höheren, unaufgelösten Masse ergeben würde.

Fig. 2-48 left: Millimetre interferometric CO(2-1) map of the molecular gas (red) and J-band HST image of the star clusters (green). The slit positions for the Keck AO spectroscopy are over-plotted. Right: Velocity curves with < 0.1" resolution at the two position angles. The red lines denote the rotation curves derived from the mass model, which has 107 Msol in the central 0.1". The blue line represents the curve that would be seen if there were an unresolved mass significantly larger than this.

Multifrequenz Korrelationen von Kernen in Seyfert Galaxien / 
Multiwavelength Scaling Relations for Nuclei of Seyfert Galaxies

Abb. 2-49: Die Röntgen- zu optischer (R Band) Leuchtkraft des Samples. Sterne (Dreiecke) markieren Seyfert 1 (Narrow-line Seyfert 1) Galaxien. Objekte, bei denen die optischen Aufnahmen unter schlechten Seeing Bedingungen gemacht wurden, sind mit zusätzlichen Kreisen um das eigentliche Symbol markiert.

Fig. 2-49: X-ray versus optical (R-band) luminosity for the sample. Asterisks (open triangles) represent Sy1 (NLSy1) galaxies. Those objects for which imaging was obtained under bad seeing (>2") are marked by open circles around their symbols, and were ignored for determining the linear correlation between the X-ray and optical luminosities.

Die Theorie sagt voraus, dass AGN mit typischen Massen von 106-109 M den Hauptanteil ihrer Akkretionsenergie im weichen Röntgen- sowie EUV/UV Bereich abstrahlen. Ein Teil dieser optisch dicken Strahlung wird in einer Korona hoch-energetischer
Elektronen, die das Schwarze Loch umgibt, zu höheren Energien Compton gestreut. Es wird allgemein angenommen, dass dieser Prozess die typischen Potenzgesetz-Spektren produziert, die man in AGN im Röntgenbereich beobachtet. Die ursprüngliche weiche Röntgen- bzw. EUV-Strahlung der Akkretionsscheibe ionisiert auch die umgebende Materie und erzeugt so die bekannten Emissionslinien in AGN. Im Radiobereich ist die beobachtete AGN Emission Synchrotronstrahlung relativistischer Elektronen, die sich in einem wohl großräumigen Magnetfeld bewegen. Es ist denkbar, dass diese Elektronen dieselben sind, die die Comptonstreuung der Scheibenphotonen bewirken. Deshalb ist es wichtig, evtl. Korrelationen zwischen der Emission im Radio-, optischen und Röntgenbereich zu bestimmen. Wir haben die optische Leuchtkraft der Kerne von Seyfert 1 und „Narrow-line“ Seyfert Galaxien eines fluss-limitierten Samples gemessen. Die Röntgen- (0.5-2 keV) bzw. Radio- (1.49 GHz) Leuchtkräfte wurden aus öffentlichen Katalogen zusammengestellt. Es zeigt sich, dass die optische Leuchtkraft der Seyfert-Kerne, die gemeinhin mit der Akkretionsscheibe assoziiert wird, nicht nur mit der Röntgenleuchtkraft korreliert (Abb. 2-49), sondern auch mit der Radioleuchtkraft und der Masse des zentralen Schwarzen Loches. Diese Korrelationen deuten darauf hin, dass eine Änderung der Akkretionsrate nicht nur zu einer variablen optischen Emission führt, sondern über die Korona auch zu einer entsprechend variierenden Röntgen- und Radioemission.

Theory predicts that for AGN with typical masses of 106-109 M, the bulk of the accretion radiation is emitted in the soft X-ray and EUV/UV range. A fraction of this optically thick radiation is Compton-upscattered by a corona of electrons surrounding the BH. This process is thought to produce the typical power law X-ray spectra observed in all AGN. The primary soft X-ray/EUV radiation of the accretion disk also ionises the surrounding gas, producing the well-known AGN emission lines. At radio frequencies, the core luminosity of the AGN is due to synchrotron emission by relativistic electrons immersed in a seemingly global magnetic field. It is conceivable that these electrons are the same which Compton-upscatter the disk photons. It is important to determine whether there is a direct correlation between radio, optical and X-ray emission at the location of the AGN. We have measured the nuclear optical luminosity of a complete X-ray flux limited sample of Seyfert 1 and Narrow line Seyfert 1 galaxies. Using public catalogues, we obtained nuclear X-ray (at 0.5-2.0 keV) and radio (at 1.49 GHz) luminosities. We find that the nuclear optical luminosity, thought to be associated with the accretion disk, correlates not only with the X-ray luminosity (Fig. 2-49), but also with the radio luminosity and the Black Hole mass. The relations suggest that a change in the matter accretion rate would not only lead to varying optical emission, but via the corona also to a varying X-ray and radio emission.

[DAVIES, GENZEL, GREINER, KUHLBRODT, SALVATO, TACCONI]

2.3.6   Eigenschaften der Quasare / Properties of quasars

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

Die breitbandige spektrale Energieverteilung von Quasaren enthält wichtige Informationen über die physikalischen Bedingungen, die die Emission der beobachteten Strahlung beeinflussen, und kann somit für eine phänomenologische Klassifizierung der Quasare benutzt werden. Eine charakteristische Größe ist das Verhältnis der Leuchtkräfte zwischen dem optischen/UV- und dem Röntgen- (2 keV) Bereich, die sogenante „Röntgen-Lautstärke“. In der großen Stichprobe der von ROSAT untersuchten 377 radio-leisen Quasaren hatten sechs Objekte einen Röntgenfluss, der 30- mal schwächer war als das Mittel der Stichprobe, bei gleicher optischer Helligkeit. Starke Variabilität könnte ein Grund sein, dass ein Quasar zu bestimmten Zeiten Röntgen-leise ist; andere Möglichkeiten wären, dass die Objekte intrinsisch leuchtschwach sind, oder dass starke innere Absorption die primäre Ursache für die Röntgen-Schwäche ist.

The broadband spectral energy distribution (SED) of quasars provides important information about the physical conditions governing the emission of radiation and can thus be used for a phenomenological classification of the quasars. A characteristic quantity is the luminosity ratio between the optical/ultra-violet and the X-ray (2 keV) band, the so-called X-ray loudness. From the large sample of 377 radio-quiet quasars studied by ROSAT, six of the sources had an X-ray flux by a factor of ~30 lower at the same optical flux than the bulk of the sample. Strong variability might be one reason for a quasar to be X-ray weak at certain times. Other possibilities are that these objects are intrinsically under-luminous or that intrinsic absorption is the primary cause of the X-ray weakness in these objects.

Wir haben zwei dieser Quasare, PG 1411+442 und Mrk 304 mit XMM-Newton beobachtet. In beiden Fällen können die Spektren durch harte Potenzgesetze beschrieben werden, mit Steigungen, die typisch sind für radio-leise Quasare, aber stark absorbiert durch Materiedichten von ~2·1023 cm-2 bei PG 1411+442 und ~4·1022 cm-2 bei Mrk 304. In beiden Fällen erfordern die Spektren im Nieder-Energie Bereich ein zusätzliches steiles Potenzgesetz (G~3), das nur durch galaktische Materie absorbiert wird. Die weichen Bereiche der Spektren werden zusätzlich durch komplexe Emissionsstrukturen moduliert, wie Linienstrukturen bei ~0.59 keV und Absorptionskanten bei 0.7 keV und ~1 keV. Diese Strukturen sind Anzeichen für 'warmes' (d.h. ionisiertes) Material in den Zentralbereichen der Quellen. Wegen der limitierten Photonenstatistik und des Fehlens besserer Emissionsmodelle war es nicht möglich, die Geometrie und die physikalischen Verhältnisse des absorbierenden Materials genauer zu bestimmen.

We have observed two of these quasars, PG 1411+442 and Mrk 304, with XMM-Newton. In both cases, the spectra are represented by hard power laws with photon indices typical for radio-quiet quasars, heavily intrinsically absorbed by column densities of ~2·1023 cm-2 in PG 1411+442 and ~4·1022 cm-2 in Mrk 304. The data require in both cases an additional steep (G~3) soft power law component, absorbed only by the galactic column density towards the quasars. The soft parts of the spectra exhibit additional complex structures like emission line features around ~0.59 keV, and absorption edges around 0.7 keV and ~1 keV. These features strongly suggest the presence of “warm” (i.e. ionised) material in the central region of the sources. Due to the insufficient photon statistics and to the lack of more advanced models for the spectral fitting, we are unable to determine accurately the geometry and physical state of the absorbing material.

 

Entdeckung einer breiten und starken neutralen Fe Ka Linie im Röntgenquasar Q0056-363 /
Discovery of a broad and intense neutral Fe K
a line from an X-ray powerful quasar Q0056-363

Wir haben mit XMM-Newton den radio-leisen Quasar Q0056-363 (z = 0.162) für etwa vier Stunden beobachtet (Abb. 2-50), und damit zum ersten Mal im Röntgenbereich oberhalb von 2 keV gesehen. Wir schätzen, dass er ein supermassives Schwarzes Loch mit 5·108 M enthält. Q0056-363 ist mit einer (unabsorbierten) Helligkeit von etwa 1.2·1045 erg/s sehr leuchtkräftig, zwei Drittel davon unterhalb von 2 keV. Das Spektrum enthält unterhalb von 2 keV eine unstrukturierte Erhöhung sowie eine untypische, breite Fe Ka Linie bei 6.4 keV (im Ruhesystem des Quasars). Die Eisenlinie, mit einer Äquivalentbreite von 250 eV und einer Dopplerverbreiterung entsprechend 25000 km/s, stammt aus Material mit niedriger Ionisation (< Fe 
XVII). Man kann sie mit einem relativistischen Profil von einer Akkretionsscheibe, entweder um ein nicht-rotierendes (Schwarzschild-) oder rotierendes (Kerr-) Schwarzes Loch, anpassen. Eine Kombination aus Comptonisierung und Scheibenreflektion erklärt sowohl die Kontinuumsemission von 0.3-12 keV als auch die Fe K
a Linie. Eine “löchrige“ Korona, welche einen großen Teil der inneren Scheibe abdeckt, wird benötigt um die aus SED der abgeleitete Akkretionsrate zu erklären, falls die Masse des Schwarzen Lochs nicht wesentlich größer als 7·109 M ist. Q0056-363 ist der hellste, bekannte AGN mit einer breiten und intensiven Ka Linie von neutralem Eisen. Diese XMM-Newton Beobachtung ermöglicht es, den inneren Teil der Akkretion um ein supermassives Schwarzes Loch bei einer Rotverschiebung von z >0.15 zu untersuchen.

With XMM-Newton we have observed the radio-quiet quasar Q0056-363 (z = 0.162) for about four hours (Fig. 2-50). This was the first time this quasar was observed at X-rays above 2 keV. We estimated that this quasar harbors a super-massive Black Hole of 5·108 M. We found that Q0056-363 is a powerful X-ray quasar, with a 0.3-12 keV unabsorbed luminosity of about 1.2·1045 erg/s, of which are ~67% emitted below 2 keV. The spectrum reveals a large featureless soft X-ray excess below 2 keV and an atypical strong broad Fe Ka line at 6.4 keV (in the quasar frame). The Fe Ka line is due to low to moderate ionisation states of iron (i.e. < Fe XVII) with an equivalent width of about 250 eV and a velocity width of about 25000 km s-1. The line is well fitted with a relativistic profile from an accretion disc around either a Schwarzschild (non-rotating) or a Kerr (rotating) Black Hole. We favour a combination of two thermal Comptonization components and a disc reflection model to explain both, the continuum over the energy range 0.3-12 keV and the Fe Ka line. A patchy corona covering a large part of the inner disc surface is needed in order to be compatible with the accretion rate inferred from the SED of Q0056-363, unless the mass of the Black Hole is much higher than about 7·109 M. Q0056-363 is presently the most luminous AGN known to exhibit such a broad and intense Fe Ka line profile. This XMM-Newton observation allows to investigate the accretion process near a super massive Black Hole at a redshift of z >0.15.

 

Abb. 2-50: XMM-Newton pn-Spektrum von Q0056-363 (im Ruhesystem des Beobachters). Ein Potenzgesetz ist an die Daten zwischen 2.5 bis 5 keV angepasst und zu höheren und niedrigeren Energien extrapoliert. Man kann einen breiten und starken Exzess bei niedrigen Energien sowie eine Erhöhung bei 5.5 keV sehen, ein Hinweis auf eine Fe Ka-Linie.

Fig. 2-50: The XMM-Newton pn spectrum of Q0056-363 (in the observer frame). A power-law has been fitted to the 2.5-5 keV data and extrapolated to lower and higher energies. A broad, strong soft X-ray excess is clearly seen extending to 2 keV, as well as a strong deviation near 5.5 keV, enlightening the presence of a Fe Ka line.

Entdeckung von hoch-rotverschobenen Typ-2 Quasaren im Sub-mm-Bereich /
Sub-mm detections of high-redshift type-2 quasars

Zwischen der Masse von MBHs (massive Black Holes) und den Eigenschaften, der sie beherbergenden Galaxien-„Bulges“ wurden eine Vielzahl von Korrelationen beobachtet. Da sich diese Korrelationen weit über den dynamischen Einfluss von MBHs erstrecken, muss eine enge Verbindung zwischen der Entstehung von MBHs und der Entstehung ihrer beherbergenden Galaxien-„Bulges“ bestehen. Ein großer Anteil der Sternentstehung bei hohen Rotverschiebungen findet in, von Staub eingehüllten, Galaxien statt, die in optischen Durchmusterungen nicht gefunden werden. Diese leuchtkräftigen Galaxien sind wahrscheinlich die hochrotverschobenen Analogons zu den lokalen
ULIRGs und scheinen das kosmische, hochrot-verschobene Energiebudget zu dominieren.

A number of correlations have been observed between the masses of MBHs (massive Black Holes) and the properties of the galactic bulges hosting them. Since these correlations extend well beyond the direct dynamical influence of the MBH, there must be a close link between the formation of the MBH and the formation of their host galactic bulges. A large fraction of star formation at high redshift takes place in dust-enshrouded galaxies, which are missed by optical surveys. These luminous galaxies are most likely the high-z analogues of the local ULIRGs and appear to dominate the cosmic high-z energy budget.

Falls die Entstehung der „Bulges“ und die Entstehung der Schwarzen Löcher gleichzeitig stattgefunden hat, dann müssen die massenreichsten Schwarzen Löcher in den Zentren der massenreichsten Galaxien auftreten. Die Existenz von absorbierendem Staub erschwert jedoch die Entdeckung von Röntgenemission dieser Objekte. Ein Szenario sagt voraus, das sich die Schwarzen Löcher inmitten von staubigen, leuchtkräftigen Galaxien entwickeln und somit durch „Compton“-dicke Absorption verborgen sind. Irgendwann wird das absorbierende Gas weggeblasen und der AGN kommt zum Vorschein. Wir untersuchen dieses Szenario mittels einer einzigartigen Stichprobe von hoch-röntgenabsorbierten (log NH>22) und sehr leuchtkräftigen Typ-2 AGN (log Lx>44), den Typ-2 Quasaren.

If the formation of the bulge and the formation of the Black Hole were coeval then the most powerful Black Holes should be hosted in the centres of the most massive galaxies. However the presence of the obscuring dust makes the detection of the X-ray emission from these sources rather difficult. One scenario predicts that a Black Hole grows within a dusty, luminous galaxy, hidden from our view by Compton-thick obscuration. At some point the obscuring gas is blown off to reveal an AGN. We are investigating this scenario using a unique sample of heavily X-ray absorbed (log NH>22) and luminous type-2 AGNs (log Lx>44), the type-2 Quasars.

Abb. 2-51: Spektrale Energieverteilung (SED) des Typ-2 QSO CDFS 263 im Vergleich mit der SED- Schablone (verschoben nach z = 3,660) des ULIRGs NGC 6240, der zwei Schwarze Löcher enthält. Die SCUBA-Detektion von CDFS 263 bestätigt, dass beide Objekte nahezu identisch sind.

Fig. 2-51: Spectral energy distribution of the type-2 QSO CDFS 263, in comparison to the template of the binary-Black Hole ULIRG NGC 6240, shifted to the corresponding redshift of 3.660. The SCUBA detection of CDFS 263 confirms that the two sources seem to be carbon copies of each other.

Mit dem SCUBA-Bolometer am James Clerk Maxwell-Teleskop haben wir vier Typ-2 Quasare aus unserer Stichprobe (Bereich 1<z<3.7) beobachtet, die in der 1 Msec-„Chandra Deep Field-South“ (CDFS)-Durchmusterung detektiert worden sind. Dabei konnten wir das Object CDFS 263 bei einer Rotverschiebung von z = 3.660 mit einem Fluss von S850=4.8±1.1 mJy sicher detektieren. Wegen ungünstigen Witterungsbedingungen haben wir für die restlichen drei Objekte nur eine obere Flusswertgrenze von S850 ≤6 mJy erhalten. Zu diesen Objekten gehört auch der Prototyp der Typ-2 Quasare, CDFS 202 bei z = 3.7. In Abb 2-51 zeigen wir Flusswerte von CDFS 263 vom Radio- bis zum Röntgenbereich, im Vergleich zur lokalen SED-Schablone des ULIRG NGC 6240, der in seinem Kern zwei Schwarze Löcher enthält. Die SED stimmt innerhalb der Normalisierungsunsicherheiten gut mit den Breitbandeigenschaften von CDFS 263 überein. Wir glauben daher, dass CDFS 263 ein hochrot-verschobenes Äquivalent zu den lokalen ULIRGs ist, was das oben beschriebene Evolutionsszenario unterstützen würde. Um dieses Szenario zu testen, haben wir weitere SCUBA-Beoachtungen von hochrot-verschobenen Typ-2 Quasaren beantragt.

Using the SCUBA bolometer on the James Clerk Maxwell Telescope we observed four type-2 quasars out of our sample spanning the range 1<z<3.7, which have been detected in the 1 Msec Chandra Deep Field-South (CDFS) survey. We have one firm detection for CDFS 263 at z = 3.660 (S850=4.8±1.1 mJy). Due to the unfavourable weather conditions we have only obtained upper limits of S850 ≤6 mJy for the three remaining objects. Among these objects is the prototype of type-2 quasars CDFS 202 at z = 3.7. In Fig. 2-51 we show the multiwavelength properties of CDFS 263 from the radio (20 cm) to the X-rays, compared to the local template SED of the binary Black Hole ULIRG NGC 6240. The SED reproduces, within the normalisation uncertainties well the broadband properties of CDFS 263. We consequently believe that CDFS 263 is a high-z equivalent of a local ULIRG, which would support the evolutionary scenario described above. We have applied for further SCUBA observations of high-z type-2 Quasars to test this scenario.

[BRINKMANN, FERRERO, HASINGER, LEHMANN, MAINIERI, MATUTE, PORQUET, RIGOPOULOU]

2.3.7   Gamma-laute AGN / Gamma-ray loud AGN

Eine wichtige, bisher ungelöste Frage, der Astrophysik ist die Frage nach der Natur der unidentifizierten Gammaquellen, die vom Compton Gammastrahlen Observatorium entdeckt wurden. Insbesondere sind ~170, der vom EGRET Teleskop bei g-Energien oberhalb 100 MeV entdeckten 271 Quellen, noch unidentifiziert. Um über diese EGRET Quellen zusätzliche Informationen zu erhalten, haben wir für alle Quellen die zeitgleichen COMPTEL Daten analysiert und Flusswerte für das COMPTEL Band erarbeitet. Danach wurden die zeitgleichen COMPTEL und EGRET Spektren verglichen. Mit dieser Methode fanden wir 22 unidentifizierte EGRET Quellen, für die die COMPTEL Messungen neue und zusätzliche Informationen ergaben: nämlich eine signifikante Änderung, einen Knick, des g-Spektrums zwischen 1 und 100 MeV. Zumindest 2 dieser Quellen, aber wahrscheinlich die große Mehrheit, besitzt das Maximum ihrer g-Leuchtkraft in diesem Energieband. Diese Quellen liegen bevorzugt bei niederen galaktischen Breiten (|b|< 30°) in Richtung der inneren Galaxie (Abb. 2-52). Variabilitätsanalysen an den EGRET Daten ergab, dass die Hälfte davon zeitvariabel sein muss. Quellklassen, die als Ursprung dieser unidentifizierten Quellen vorgeschlagenen wurden, müssen diesen neuen Bedingungen genügen.

An important open astrophysical question is on the nature of unidentified g-ray sources, predominately detected by the Compton Gamma-Ray Observatory In particular, ~170 out of the 271 g-ray sources detected by the EGRET experiment above 100 MeV are of unknown nature. To provide additional information on these unidentified EGRET sources, we derived simultaneous MeV fluxes or flux limits for each source by analysing the contemporaneous COMPTEL data, and then combined with the EGRET spectra. By this method, we found a group of 22 unidentified EGRET sources, for which the COMPTEL measurements provide a new and additional constraint: a spectral break/turnover between 1 MeV and 100 MeV. At least two of these sources, but most likely the majority of this sample, have maxima of their g-ray luminosities in this energy band. These sources are preferentially located at low latitudes (|b|<30°) in the inner Galaxy (Fig. 2-52). Variability analyses on the EGRET data show half of the sources to be variable. Potential counterparts have to fulfil these requirements.

Abb. 2-52: Die räumliche Verteilung (galaktische Koordinaten) aller 170 unidentifizierter EGRET Quellen. Die roten Dreiecke markieren die Positionen der 22 Quellen unserer Gruppe, die bevorzugt in Richtung innerer Galaxie konzentriert sind. Insbesondere liegen 20 der 22 Quellen bei |b|<30°, was einen galaktischen Ursprung
nahelegt.

Fig. 2-52: The angular sky distribution of all unidentified EGRET sources in Galactic coordinates. The red triangles represent the 22 EGRET sources of our sample. A clustering towards the inner galaxy is indicated. Especially, 20 of the 22 sources are located at |b|<30°, suggesting a galactic origin.

Die von EGRET gefundenen Blasare sind generell zeitvariabel und ihre Breitbandspektren (radio bis g-Energien) zeigen eine typische Form mit 2 spektralen Maxima, wobei das höherenergetische oft im MeV-Bereich liegt. Obwohl diese Blasar-Eigenschaften mit denen der zeitvariablen unidentifizierten Quellen übereinstimmen, ist ihre räumliche Verteilung am Himmel sehr unterschiedlich. Blasare werden bevorzugt bei hohen galaktischen Breiten gefunden, während unsere Quellgruppe jedoch auf die innere Galaxie konzentriert ist. Daraus folgern wir, dass zumindest die Mehrzahl dieser Quellen keine Blasare sind. Allerdings ist eine der beiden Quellen, die bei hohen galaktischen Breiten (|b| >30°) liegen, zeitveränderlich, was mit unserer Entdeckung eines „blasar-ähnlichen“ Spektrums eine Blasar-Natur nahe legt. Die Emissionsprozesse von Mikro-Quasaren und extragalaktischen Blasaren sind prinzipiell gleich, spielen sich allerdings bei anderen zeitlichen, räumlichen und energetischen Größenordnungen ab. Deshalb könnten Mikro-Quasare, die bevorzugt entlang der galaktischen Ebene zu finden sind, die Objekte „hinter“ den unidentifizierten veränderlichen EGRET-Quellen bei niederen galaktischen Breiten sein. Einige g-Pulsare zeigen auch solch einen spektralen Knick bei MeV-Energien, z.B. PSR B1509-58, ein junger (<106 Jahre) Pulsar mit einem starken Magnetfeld. Da Pulsare konstante g-Quellen sind, könnten „PSR B1509-58-ähnliche“ Pulsare, die konstanten g-Quellen bei niederen galaktischen Breiten sein. Durch genaue Einzelstudien könnte mit unseren neuen und einschränkenden Erkenntnissen für einige dieser 22 unidentifizierten g-Quellen deren physikalische Natur geklärt werden.

The EGRET-detected blazars are generally variable and their broadband spectra (radio-to-g-rays) are characterised by two spectral maxima, the higher one located at MeV energies. Although these properties are reminiscent of the source properties of the variable unidentified sources, their distribution on the sky is not. While blazars are mainly detected at high latitudes, our source group concentrates towards the inner galaxy. Therefore, we conclude, that at least the majority of these sources are not of blazar origin. However, one of our 2 high-latitude (|b|>30°) sources is significantly variable, and therefore our finding of a “blazar-like” MeV spectrum provides further evidence for the AGN nature of this object. The emission processes of micro-quasars/blazars and extragalactic blazars are, in principle, the same, however, on different time, space, and energy scales. Therefore, one expects micro-quasars, preferentially located at low latitudes, to be potential counterparts of the unidentified EGRET sources. Some g-ray pulsars also show such a spectral bending at MeV energies, e.g. PSR B1509-58, a young (age<106 yr) pulsar with a strong magnetic field. Because pulsars are non-variable g-ray sources, “PSR B1509-58-like” pulsars are viable candidate counterparts for the non-variable low-latitude sources of our sample. Given the new and additional spectral information for these 22 sources, case by case studies might reveal further insights in the nature of individual objects.

[COLLMAR, SCHÖNFELDER, ZHANG]


 

 

MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003


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