MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003

2.    Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

2.4   Grossräumige Struktur und Kosmologie /
Cosmology and large-scale Structure

Zwei Hauptaufgabengebiete der Kosmologie sind die Charakterisierung der großräumigen Struktur des Universums und die Beschreibung der kosmischen Evolution seiner Bestandteile. Diese Arbeitsgebiete haben am MPE weiter an Bedeutung gewonnen. Verschiedene Marksteine der kosmischen Evolution werden dabei in verschiedenen Wellenlängenbereichen beobachtet. Im nah-infraroten und im roten optischen Band sieht man den Massenzuwachs in der Entwicklung der Galaxien, während man im sub-mm, Radio- und blauen optischen Bereich die Sternbildungsraten verfolgen kann. Beim Studium von Ly-break-Galaxien bis zu Rotverschiebungen über 5 stellt man einen starken Anwachs der Galaxien-Anzahldichte zu diesen Epochen fest. Bei geringeren Rotverschiebungen (2-3) beobachtet man an im sub-mm Bereich gefundenen Galaxien viel höhere Sternbildungsraten als heute, und bei Rotverschiebungen um 1 tauchen massive elliptische Galaxien zum ersten Mal auf.

The two major objectives of observational cosmology are the observation and characterization of the large-scale structure of the Universe and the tracing of the cosmic evolution of its constituents. This research field has become increasingly important at MPE, whereby different components of cosmic evolution are traced at different wavelengths. In the near-infrared and red optical bands the assembly of the stellar mass of galaxies can be observed, while in the sub-mm, radio and blue optical bands the rate of star formation as a function of time can be assessed. The study of Ly-break galaxies out to redshifts beyond 5 shows a dramatic increase in the number of galaxies with time. At lower redshifts (2-3) submm detected galaxies show much more star formation than galaxies at present and at redshifts around 1 massive elliptical galaxies are observed for the first time.

Röntgenbeobachtungen liefern dagegen Information über viel energetischere Ereignisse: die Bildung und das Wachstum massiver Schwarzer Löcher in Galaxienzentren und die Entwicklung der größten Bausteine des Universum, der Galaxienhaufen. Die tiefsten Beobachtungen im Röntgenlicht liefern zum ersten Mal ein detailliertes Bild der Entwicklung aktiver Galaxien, in dem die hellsten Quasare sich schon früh gebildet haben, sich sehr schnell entwickeln und dann verblassen, während die Masse der weniger leuchtkräftigen Röntgengalaxien erst später in Erscheinung tritt, ganz im Gegensatz zu den gegenwärtigen theoretischen Modellen. Im Röntgenbereich beobachtete Galaxienhaufen sind wichtige Marksteine der großräumigen Struktur und zeigen Superhaufenstrukturen bis 100 Mpc Ausdehnung. Sie sind auch wichtige Laboratorien für das Studium der Entwicklung des intergalaktischen Mediums, und im vergangenen Jahr wurde zum ersten Mal ein Teil der vermissten Baryonenmasse im Universum als „warm-hot intergalactic medium“ in den Außenbezirken von Galaxienhaufen gefunden.

X-ray observations provide information on the more energetic events: the formation and growth of massive black holes in the centres of galaxies and the evolution of the most massive building blocks of the Universe, clusters of galaxies. The deepest X-ray surveys show for the first time a detailed picture of the evolution of active galaxies, where the most luminous quasars evolve faster and earlier, and subsequently fade while the majority of the less luminous X-ray galaxies appear quite late, contrary to current theories. Clusters seen in X-rays form interesting probes to trace the large scale structure including superclusters on 100 Mpc scale. They are also used as interesting laboratories to trace the evolution of the intergalactic medium and in the past year the missing baryon mass has partly been detected as a warm-hot gas in the outskirts of galaxy clusters.

2.4.1   Tracing Galaxy Evolution / Untersuchungen zur Galaxienentwicklung

Die Tully-Fisher Relation für Spiralen in Galaxienhaufen bei z = 0.83 /
The Tully-Fisher relation for cluster spirals at z = 0.83

Bodengebundene und HST Beobachtungen deuten an, dass sich Scheibengalaxien in reichen Galaxienhaufen seit z = 1 sehr stark entwickelt haben. Die Zunahme an S0-Galaxien mit der Zeit, und die gleichzeitige Abnahme an Spiralgalaxien legen nahe, dass sternbildende Spiralen mit einer viel höheren Rate in entfernte Haufen einfallen als im lokalen Universum, und dass diese Spiralen letztlich S0-Galaxien werden, wenn Sternentstehung aufgrund der Haufenumgebung erloschen ist. Dieses Bild wird von hydro-dynamischen Simulationen der Wechselwirkung der Gaskomponenten von Spiralgalaxien mit dem Medium innerhalb des Haufens bestätigt. Die Simulationen zeigen auch, dass eine kurze Sternentstehungsphase zu erwarten ist, während das Gas aus der Scheibe entfernt wird. Um die Entwicklung von Haufen-Spiralen zu quantifizieren, führen wir ein Programm durch, in dem wir die stellaren und dynamischen Massen eines großen Samples von morphologisch klassifizierten Scheibengalaxien in reichen Galaxienhaufen bei 0.2<z<0.9 bestimmen. Im folgenden stellen wir die ersten Ergebnisse bzgl. der Tully-Fisher Relation von Haufengalaxien bei z = 0.83 im Haufen MS1054-03 dar.

Ground-based and HST observations indicate that the disk galaxy population in rich galaxy clusters has experienced remarkable evolution since z = 1. The increase with time of the S0 fraction and the simultaneous decrease in the spiral fraction suggest that star-forming spirals fall into distant clusters at a much higher rate than in the local Universe, and that these spirals ultimately become S0s when star formation is extinguished by the cluster environment. Recent hydro-dynamical simulations of the interaction of the gaseous components of disk galaxies with the intracluster medium support these ideas. They also indicate that, while the gas is being removed from the disk, a brief period of enhanced star formation could be expected. To quantify the evolution of the cluster spirals, we are conducting a programme measuring the stellar and dynamical masses and mass-to-light ratios for a sizeable sample of morphologically-classified disk galaxies in rich galaxy clusters at 0.2<z<0.9. Here we present the first results on the Tully-Fisher relation of cluster galaxies at z = 0.83 in the cluster MS1054-03.

Mit FORS2 am 8m Teleskop VLT untersuchen wir ein Feld mit umfangreichem Material an photometrischen und spektroskopischen HST Beobachtungen. Von den Emissionslinienspektren messen wir die Rotationskurven, indem wir ein Modell an die 2D Spektren anpassen. Das wesentliche Hilfsmittel ist das Tully-Fisher Diagramm, in dem absolute Helligkeit gegen die Rotationsgeschwindigkeit (Abb. 2-53) aufgetragen ist. Die Entwicklung der Residuen mit Rotverschiebung für das Feld-Sample stimmt gut mit dem Ergebnis von Barden et al. (MPE Jahresbericht 2002) überein. Wir finden einen Hinweis darauf, dass bei gegebener Rotationsgeschwindigkeit die Haufen-Spiralen im Mittel heller sind. Dies könnte von einer erhöhten Sternentstehung stammen.

We checked a sample field with extensive HST imaging by spectroscopy on the 8m VLT with FORS2. From the emission line spectra the rotation velocities were measured by fitting a model to the 2D spectra. Our main tool of analysis is the Tully-Fisher plot, where the absolute magnitude (i.e. the luminosity of the galaxy) in the rest-frame B-band is plotted against the rotation velocity (Fig. 2-53) The evolution of the residuals with redshift for the field sample is in line with the result from Barden et al. (Ann. Rep. 2002). There is a hint that the cluster spirals are brighter on average than the field spirals at a fixed rotation velocity. This could be due to enhanced star formation.

Abb. 2-53: Links: B-Band Tully-Fisher Relation in einem Galaxienhaufen bei hoher Rotverschiebung und im Feld. Die durchgezogene Linie ist die lokale Tully-Fisher Relation, die gestrichelten Linien markieren den 3s Fehlerbereich. Rechts: Residuen der lokalen Tully-Fisher Relation gegen Rotverschiebung. Die gepunktete Linie ist ein Fit an die Feld-Galaxien.

Fig. 2-53: High redshift cluster and field B-band Tully-Fisher relation. The solid line is the local Tully-Fisher relation and the dashed lines mark the 3 s error limits. Panel B (right): Residuals from the local Tully-Fisher relation versus redshift. The dotted line is a fit to the field galaxies.

Insgesamt zeigen unsere Ergebnisse, dass zumindest einige Spiralgalaxien in hochrotverschobenen Galaxienhaufen eine Phase der erhöhten Sternentstehung durchlaufen. Das passt in das sich abzeichnende Bild, demzufolge Spiralen bei hoher Rotverschiebung vom Feld in Haufen einfallen, einen Sternentstehungsausbruch durchmachen, um anschließend zu verblassen und sich in S0 Galaxien umzuwandeln.

Taken as a whole, the results indicate that at least some spiral galaxies in high redshift clusters experience a period of enhanced star formation. This fits into the emerging picture in which spirals at high redshift fall into clusters from the field, experience a star burst, and then fade and morphologically transform into S0s.

Neues vom FORS Deep Field / News from the Fors Deep Field

Wir haben eine extrem tiefe Durchmusterung am galaktischen Südpol in einem Feld von 7'x7' fertig gestellt, das sogenannte Fors Deep Field (FDF). Hierfür wurden die beiden FORS Geräte am VLT auf dem Paranal sowohl zur Abbildung als auch zur Spektroskopie verwendet. Diese Probe enthält den QSO Q0103-260 bei einer Rotverschiebung von z = 3.36. Das FDF erreicht vergleichbar ferne Objekte im Universum wie die Hubble Deep Fields (HDF), deckt aber eine wesentlich größere Fläche ab. Da das FDF unter den besten verfügbaren Bedingungen erhalten wurde, ist seine Auflösung nur etwas schlechter als jene der HDFs. Abbildung 2-54 zeigt ein Echtfarbenbild des FDF. Alte und massive Objekte (orange im Bild), die Vorläufer heutiger elliptischer Galaxien sind genauso sichtbar wie blaue, junge Galaxien des fernen Universums, die sich durch eine hohe Sternbildungsrate auszeichnen. Unsere Studie wurde mit 9 verschiedenen Filtern, vom nahen Ultraviolett bis zum nahen Infrarot, durchgeführt. Auf Grund dieses bislang konkurrenzlosen Datensatzes können wir die Distanzen und Leuchtkräfte von 5558 fernen Galaxien - ausgesucht auf dem I-Filter-Bild - mit ungewöhnlich hoher Genauigkeit ableiten. Damit können wir die Entwicklung dieser Galaxien ab der Zeit, als das Universum nur eine Milliarde Jahre alt war, bis heute ableiten. Wir haben herausgefunden, dass die Anzahldichte der Galaxien früher um einen Faktor 10 geringer war als heute. Dies stimmt mit älteren Studien an helleren Galaxien gut überein. Allerdings sind die Prototypen der heutigen Galaxien auf Grund ihrer drastisch höheren Sternbildungsrate auch 16-mal heller gewesen. Ferner änderte sich die Art der Galaxien im Laufe ihrer Entwicklung deutlich. Galaxien, deren Spektrum denen heutiger elliptischer Galaxien ähnelt, erscheinen erst zu einer Zeit, die einem Drittel des heutigen Alters entspricht. Dies bestätigt die Ergebnisse von Studien im nahen Infrarot. Zu noch früheren Zeiten beobachtet man nur Scheibengalaxien mit aktiver Sternbildung. Für einen Teil der Galaxien, insgesamt 341, konnten wir an Hand von Spektren die Häufigkeit chemischer Elemente zu verschiedenen Zeiten studieren, also die chemische Entwicklung der Galaxien festlegen. Nur eine Milliarde Jahre nach dem Urknall ist die Häufigkeit der schweren Elemente viel geringer als heute, ein klares Anzeichen dafür, dass diese Elemente sukzessive von mehreren Sterngenerationen im Laufe der Entwicklung der Galaxien aufgebaut werden.

We have performed a deep imaging study using the FORS imagers and spectrographs at the VLT in Paranal, producing the Fors Deep Field (FDF). FDF is a multi-colour photometric and spectroscopic survey of a 7'x7' region near the south galactic pole including the QSO Q0103-260 at a redshift z = 3.36. The data are as deep as those of the Hubble Deep Field (HDF), but cover a much larger area. Since they have been taken under the best possible conditions, their quality is just a little coarse than the HDF. Figure 2-54 shows a true colour picture of the FDF. Old and massive galaxies (the orange objects), reminiscent of present day ellipticals, but also blue and young distant galaxies that are actively forming stars at high rates are visible. The multicolour photometry comprises 9 filters and covers the whole optical, near-ultraviolet and near-infrared spectrum. Thanks to this unprecedented dataset we were able to measure the distances and the intrinsic luminosities of 5558 galaxies with an amazingly high precision. This allowed us to follow the evolution of their properties down to epochs when the Universe was just 1 billion years old. We found that the number density of galaxies (of all types and selected in the I band) at that time was a factor ten smaller than today, in agreement with previous results that were mainly confined to objects of brighter luminosities. However, the prototype of these distant galaxies is a factor 16 more luminous than what we observe today, because it is producing stars at a much higher rate! Moreover, we found that also the type of galaxies changes dramatically during the history of the universe. Elliptical-like objects (selected accordingly to the shape of their spectral energy distribution) start to be seen only after one third of the age of the universe, confirming the findings of complementary studies in the near-infrared wavelengths. At earlier times only disk-like, star-forming objects are observed. For a subsample of 341 objects we also collected optical spectra that allowed us to measure the chemical composition of the galaxies as function of the age of the Universe. We found that present epoch galaxies have much more heavy elements than galaxies observed when the Universe was 1 billion years old. This is a clear sign that heavy elements are progressively build up during the star formation episodes that characterize the history of a galaxy.

Dies ist in Einklang, zumindest qualitativ, mit dem Bild der hierarchischen Galaxienentstehung, das in den letzten Jahren im Zusammenhang des sogenannten Szenarios der Dunklen Materie entwickelt wurde. Diesem Schema zufolge bilden sich Galaxien zunächst als Scheiben, wenn das Gas in Halos aus Dunkler Materie, die aus frühen Dichtefluktuationen entstanden sind, kollabiert. Sterne entstehen aus diesem Gas und produzieren über Nukleosynthese Elemente schwerer als Helium. Wenn zwei dieser Proto-Spiralen verschmelzen, bildet sich eine elliptische Galaxie. Während dieses allgemeine Bild sicherlich die einfachsten fundamentalen Beobachtungen erklären kann, zeigen unsere FDF Daten jedoch deutlich, dass echte Galaxien sehr viel komplexer sind. D.h. in den nächsten Jahren müssen noch viele quantitative Vorhersagen verifiziert werden.

This fits, at least qualitatively in the picture of galaxy formation and evolution developed during the last years in the context of the so-called Cold-Dark-Matter scenario. According to this scheme, galaxies form as disks when gas collapses in the dark matter halos grown from primordial perturbations. Stars are built from this gas and generate the elements heavier than Helium from nucleosynthesis. When two of these proto-spirals merge, an elliptical galaxy is generated. While this overall picture has certainly its merits in explaning the simple and basic observations, our FDF data clearly show that real galaxies behave in a much more complex way. Thus, many detailed quantitative predictions remain to be verified in the next years.

Abb. 2-54: Ein Echtfarbenbild eines Ausschnitts des FDF (ca. 1/4). Das VLT hat mehr als 20 h integriert, um dieses Bild zu ermöglichen. Das gesamte FDF überdeckt eine Fläche, die ca. 7% des Vollmondes entspricht. In der oberen linken Ecke sieht man eine Spiralgalaxie sehr schön von der Seite, in der oberen rechten eine solche in Aufsicht. Ihre blauen Farben verraten die recht aktive Sternbildung. In der unteren linken Ecke ist eine elliptische Galaxie sichtbar, deren orange-farbenes Aussehen auf eine relativ alte stellare Population deutet.

Fig. 2-54: True colour image of 1/4 of the FDF. More than 20 hours integration time at the VLT has been invested to obtain this picture. The whole mapped region corresponds to approximately 7% of the area of the Moon. In the upper left and right corners are two spirals (the left one nearly edge-on, the right one nearly face-on). Their blueish colour indicates ongoing star formation. In the lower left one finds an elliptical, whose orange colour points to a rather old stellar population.

Extrem rote Galaxien: Staubabsorption und Klassifikation /
Extremely red Galaxies: Dust Attenuation and Classification

Die farbselektierten, „extrem roten Galaxien“ (ERGs) sind eine kontrovers diskutierte Klasse von Galaxien. Ihre extrem roten Farben stammen entweder von den Farben einer alten Sternpopulation (>1 Milliarde Jahre), typisch für elliptische Galaxien, oder von jungen Populationen in Sternentstehungsausbrüchen, die stark durch Staub gerötet sind. Beide Arten von ERGs sind durch Spektroskopie bestätigt worden. Es wurde vorgeschlagen, dass man die beiden Klassen über ihre I-K und R-K Farben unterscheiden kann. Es wurde allerdings auch festgestellt, dass ERGs eine sehr heterogene Familie darstellen. Wir haben daher einen großen Bereich an Parametern aus Sternentwicklung und Staubabsorption für die ERGs untersucht. Das wesentliche Ergebnis ist, dass Galaxien mittlerer Massen in einer Post-Sternentstehungs-Phase die Farbkriterien von ERGs erfüllen und mit ihren 1010 - 6·1012 L konsistent mit staubigen ERGs sind.

The colour selected “extremely red galaxies” (ERGs) are a controversial class of galaxies. Their extremely red colours are either due to the colours of an old stellar population (>1 Gyr) usually found in elliptical galaxies or highly dust reddened young stellar populations in dusty starbursts. Both types of ERGs have been verified spectroscopically. It was suggested recently that these to types can be distinguished by their Ic-K and Rc-K colours, but it was also found that ERGs represent an even more heterogeneous family. Therefore we have explored a large parameter space for the ERG candidates in stellar evolution and dust absorption. We find as a main result that intermediate mass galaxies in an early post-starburst-phase meet the colour criteria of ERGs and with their of 1010 - 6·1012 L  are consistent with dusty ERGs.

Starke CO Emission von Submm-Galaxien bei hoher Rotverschiebung /
Powerful CO Emission from High-Redshift Submillimetre Galaxies

Die Intensität des extragalaktischen Hintergrunds im fernen IR- bzw. Submillimeterbereich weist darauf hin, dass etwa die Hälfte der kosmischen Energiedichte von entfernten, staubreichen „Starbursts“ und AGN kommt. Durchmusterungen mit ISOCAM (ISO Satellit) bei 15 mm, mit SCUBA (15-Meter JCMT) bei 850 mm und mit MAMBO (30-Meter IRAM-Teleskop) bei 1200 mm deuten an, dass dieser Hintergrund von leuchtkräftigen (LIR~1011.5 bis 1013 L) Galaxien bei z³1 dominiert wird. Die schwachen Submm-Quellen haben in den meisten Fällen nur ungenau bestimmte Positionen und oft nur schwache Gegenstücke im UV-Ruhesystem und Optischen. Deshalb konnten Rotverschiebungen und spektroskopische Parameter bisher nur für zwei der 100 detektierten Systeme durch CO-Interferometrie bestätigt werden.

The strength of the extragalactic far-IR/submillimetre background indicates that about half of the cosmic energy density comes from distant, dusty starbursts and AGN. Surveys with ISOCAM on board ISO at 15 mm, SCUBA on the 15-meter James Clerk Maxwell Telescope at 850 mm, and MAMBO on the IRAM 30-meter telescope at 1200 mm suggest that this background is dominated by luminous (LIR ~1011.5 to 1013 L) galaxies at z³1. Since faint submillimetre sources in most cases have poorly determined positions, and often weak counterparts in the rest-frame UV and optical, redshifts and spectroscopic parameters had, until recently, been confirmed with CO interferometry for only two of the ~100 detected systems.

Abb 2-55: Oben: CO-Spektren von drei SCUBA Quellen. Die Pfeile zeigen auf die optischen Rotverschiebungen. Unten: Geschwindigkeitsintegrierte CO Karten der drei SCUBA Quellen, projiziert auf die grauskalierten Bilder im optischen Ruhesystem. Die synthetisierten FWHM CO Beams sind als schraffierte Ellipsen dargestellt.

Fig. 2-55: Top: CO spectra of three SCUBA sources. The arrows indicate the optical redshifts. Bottom: Velocity integrated CO maps of the three SCUBA sources, superposed on greyscale images of the rest-frame optical emission. The FWHM CO synthesized beams are shown as hatched ellipses.

Ein US/UK Astronomenteam konnte jedoch kürzlich die Anzahl der genauen Quellpositionen durch ultratiefe VLA Karten wesentlich erhöhen. Die anschließenden spektroskopische Beobachtungen (im UV-Ruhesystem) der radio-detektierten Quellen mit dem Keck Teleskop waren überraschend erfolgreich. Für ca. 50 Quellen konnte eine genaue Rotverschiebung bestimmt werden, wobei der Mittelwert bei etwa 2.5 lag. Basierend auf diesen Ergebnissen, sind wir maßgeblich an einer Zusammenarbeit mit Wissenschaftlern der USA, UK und IRAM Mitgliedsländern beteiligt, um für eine Vielzahl dieser Quellen tiefe interferometrische CO Beobachtungen mit dem IRAM Plateau de Bure (PdBI) durchzuführen. Wir konnten 7 Quellen eindeutig und 2 mit großer Wahrscheinlichkeit in der CO-Linie nachweisen. Alle liegen im Bereich z ~ 2.4 bis 3.4. Die Zahl der mm-detektierten Rotverschiebungen wurde somit vervierfacht (Abb. 2‑55). Diese CO Nachweise bestätigen die Rotverschiebungen aus der Spektroskopie im UV bzw. Optischen Ruhesystem. Dies stellt einen großen Durchbruch dar. Der Weg für detaillierte Nachfolgebeobachtungen ist somit geebnet.

Recently, a team of US/UK astronomers have been able to substantially increase the number of accurate source positions from ultra-deep VLA maps. Rest-frame UV follow-up spectroscopy at the Keck telescope for these radio-detected submm sources was surprisingly successful, resulting in a reliable sample of now ~50 sources with precise redshifts and a mean redshift of about 2.5. Based on these results, together with collaborators in the US, UK and IRAM member countries, we are leading an effort to obtain sensitive IRAM Plateau de Bure (PdBI) millimetre interferometric CO observations of a large number of these sources. We were able to obtain seven clear-cut and two tentative detections of z ~ 2.4 to 3.4 CO lines, in effect quadrupling the number of mm-confirmed redshifts (Fig. 2-55). These CO detections confirm the redshifts proposed from rest-frame UV/optical spectroscopy. This constitutes a major breakthrough and opens the avenue for detailed follow-up studies.

Unsere Analyse der ersten drei Quellen und ein Vergleich der zuvor gefundenen zwei Quellen ergab, dass alle fünf Galaxien große Mengen an molekularem Gas enthalten. Unter Berücksichtigung des Umrechnungsfaktors von CO-Leuchtkraft zu Gasmasse, passend für lokale ULIRGs, ergab sich eine mittlere Gasmasse der fünf SCUBA Quellen von ~2·1010 M. Ähnliche mittlere molekulare Gasmassen findet man bei QSOs bei hohem z. Allerdings sind diese Werte dreimal größer als bei lokalen ULIRGs. Vier der fünf Systeme sind gemischte AGN/Starburst Galaxien in einem komplizierten Umfeld, wie beispielsweise Verschmelzungs- und Wechselwirkungssysteme. Höchst bedeutend sind die CO Linienbreiten, die auf sehr große dynamische Massen hinweisen. Diese liegen im Bereich einiger 1010 bis ³1011 M, vergleichbar mit massereichen lo­kalen Galaxien frühen Typs. Aktuelle semi-ana­lytische Sternentstehungsmodelle für hierarchische CDM Kosmogonien haben Schwierigkeiten die beobachteten Raumdichten von solch massereichen baryonischen Systemen bei z ~ 3 zu erklären. Diese Modelle sagen zu wenige m*-Systeme bei dieser Rotverschiebung voraus. Der Unterschied liegt etwa bei einer Größenordnung, wahrscheinlich verursacht von einem zu langsamen Kühlprozess der baryonischen Materie und zu niedrigen Sternentstehungsraten in diesen Modellen.

By analysing the first three sources, and by comparing with the previously detected two sources, we found that all five galaxies are very rich in molecular gas. For the CO luminosity to gas mass conversion factor appropriate for local ULIRGs the median gas mass of the five SCUBA sources is ~2·1010 M, similar to the median molecular gas masses found in high ­z QSOs. However about three times greater than those of local ULIRGs. Four of the five systems are composite AGN/starburst galaxies in a complex environment, such as a merger/interacting system. Most importantly, the CO line widths are indicative of dynamical masses that are large and range from a few 1010 to ³1011 M, comparable to massive, local early type galaxies. Current semi-analytic models of star formation in hierarchical CDM cosmogonies have difficulties accounting for the observed space density of such massive baryonic systems at z ~ 3. These models predict too few m* systems at that redshift, by about an order of magnitude, perhaps due to too slow baryonic cooling and low star formation efficiencies in the models.

SMM J14011+0252: Eine massive, metallreiche Starburstgalaxie entdeckt von SPIFFI /
SMM J14011+0252: A Massive, Metal-rich, Starburst Galaxy as revealed by SPIFFI

Eine der hellsten SCUBA-Galaxien ist das durch Gravitationslinsen-Effekt verstärkte Objekt SMMJJ4011+
0252 bei z = 2,565. Es wurde mit SPIFFI in J, H und K beobachtet, um die Eigenschaften von (im Ruhesystem) optischen Emissionslinien und Kontinuum einer hellen und repräsentativen Submm-Quelle zu untersuchen. Das (im Ruhesystem) optische/UV Emissionslinienspektrum von J1 (eingekreist in Abb. 2-56) entspricht einem Starburst. Die spektralen Details passen sehr gut zu einem A-Stern-Populationsmodell bei z ~ 2,5 mit einem Alter von einigen 100 Millionen Jahren. Wir interpretieren dies als Emission von J1c und seiner Umgebung, einer stellaren Post-Starburst-Komponente bei gleicher Rotverschiebung wie der Starburst/Wind, welche die zentrale Verdickung und Scheibe der Submm-Galaxie darstellen könnte. Der Submm-Starburst liegt etwa 0,5
" ± 0,4" nordwestlich von J1, was aber noch innerhalb des K-Band Maximums liegt. In diagnostischen Diagrammen liegen die Linienflüsse im Bereich von lokalen Starbursts mit geringer Anregung, geringer Extinktion und hohen Ha-Äqui­va­lentbreiten. Das bedeutet, dass die Sternentstehung in SMMJ14011+0252 schon seit langem in weiten Teilen der Galaxie anhält.

One of the brightest SCUBA galaxies is the gravitationally lensed SMMJ14011+0252 at z = 2.565. It was observed by SPIFFI in J, H, and K in order to investigate the rest-frame optical emission line and continuum properties of a bright and representative submm source. The rest frame optical/UV emission line spectrum of J1 (encircled in Fig. 2-56) is that of a starburst. The spectral details are well fit by an A-star population model at z ~ 2.5 with an age of a few 100 Myr. We interpret this as emission from J1c and surroundings, a post-starburst stellar component at the same redshift as the starburst/wind, which may represent the central bulge/disc of the submm galaxy. The position of the submm starburst is about 0.5" ± 0.4" NW of J1, but still consistent with the K-band peak position Placing the J1 emission line fluxes on diagnostic diagrams puts the system in the region of local starbursts with low excitation, low extinction, high Ha equivalent widths, which implies that star formation has been on-going in SMMJ14011+0252 for a significant time and over large regions of the galaxy.

Abb. 2-56: Die SCUBA-Galaxie SMMJ14011+0252 bei z = 2.565 wird durch den Gravitationslinsen-Effekt des Haufens Abell 1835 verstärkt (oben links, im R-Band von HST WFPC2). Die Ausschnittvergrößerung der durch die Box bezeichneten Region (oben rechts) zeigt die HST-Abbildung der SCUBA-Galaxie bei einer Auflösung, die SPIFFI entspricht. Die Morphologie im K-Band (unten rechts) ist derjenigen im R-Band ähnlich, allerdings erscheinen die blauen Knoten J2 und J1se viel schwächer in K. Kontinuums-subtrahiertes Ha (unten links) zeigt eine andere Verteilung als das breitbandige Licht, mit einer Elongation entlang PA = 10-15 Grad und Maxima beiderseits des Kontinuum-Maximums J1c. Das rote Kreuz markiert das Maximum bei 1,4 GHz, der blaue Stern die Region der CO- und Kontinuums-Emission im mm-Bereich. Die Einsätze in den unteren beiden Abbildungen zeigen die Morpholgie des Ha- und K-Band-Lichts nach einer Korrektur des Linseneffekts (für eine Vergrößerung von 5 entlang PA=10 Grad).

Fig. 2-56: The SCUBA galaxy SMMJ14011+0252 at z = 2.565 is lensed by Abell cluster 1835 (top left in HST WFPC2, R band). A blow-up of the boxed region (top right) shows the HST image of the SCUBA galaxy, smoothed to match the SPIFFI resolution. The K-band morphology (lower right) resembles that at R, although the blue knots J2 and J1se appear much fainter at K. Continuum-subtracted Ha (lower left) has a different distribution from the broad-band light, being elongated with PA = 10-15 degrees and peaking on either side of the continuum peak of J1c. The red cross marks the 1.4 GHz peak, and the blue asterisk marks the CO mm line and continuum emission. Insets in the lower figures show the lensing-corrected morphologies of Ha and K-band light (for magnification of 5 along PA = 10 degrees).

Die Beobachtungen lassen sich durch ein einfaches Gravitationslinsenmodell erklären, in welchem J1 und J2 zusammengehörige Hintergrundgalaxien darstellen, die 4-bis 6-fach verstärkt werden. Die korrigierten Bilder erscheinen ungefähr kreisrund, wie ein staubiger zentraler Starburst, der in eine Sternentstehungsscheibe mit geringer Inklination und Extinktion und einem Durchmesser von ca. 8 kpc eingebettet ist. Die intrinsische Leuchtkraft von SMMJ14011+0252 beträgt demnach 4·1012 L, vergleichbar einer lokalen ultra-leuchtkräftigen Infrarotgalaxie mit einer Sternentstehungsrate von 1000 - 2000 M pro Jahr (je nach Wahl der IMF). Daraus resultiert eine Sternenmasse von 3-7·1010 M für einen 106 Jahre alten Burst. Die Masse des molekularen Gases beträgt etwa 2·1010 M und die Virialmasse von J1/J2 etwa 1·1011 M. SMMJ14011+0252 ist somit ein massereicher (~m*), metallreicher, möglicherweise durch Wechselwirkung zwischen J1 und J2 ausgelöster Starburst und Vorläufer einer massereichen, lokalen elliptischen bzw. Bulge-Galaxie.

The observations suggest a simple lensing model in which J1 and J2 are associated background galaxies magnified by a factor of 4-6. The de-magnified images appear approximately circular, consistent with a central dusty submm starburst embedded in a low inclination, low-extinction star-forming disk with diameter ~8 kpc. The intrinsic luminosity of SMMJ14011+0252 is then 4·1012 L, comparable to a local ultra-luminous infrared galaxy, with a star-formation rate of 1000 - 2000 M yr-1 (depending upon the choice of IMF). The inferred stellar mass for a 100 Myr burst age is 3-7·1010 M. The molecular gas mass is about 2·1010 M and the virial mass of J1/J2 is about 1·1011 M. The resulting picture of SMMJ14011+0252 is that of a massive (~m*), metal-rich starburst, possibly triggered by interaction between J1/J2, that is a precursor to a massive local bulge/elliptical galaxy.

Optische und nahinfrarote Identifizierung von MAMBO 1.2mm-Quellen /
Identification of Faint Optical/Near-infrared Counterparts to MAMBO 1.2mm Sources

Aufgrund des 10.7“ großen Akzeptanzwinkels des 30m-IRAM Teleskops bei 1.2 mm Wellenlänge gestaltet sich die Identifikation der optischen bzw. nahinfraroten Gegenstücke schwierig, da mehrere Objekte in den Grenzen der Radioquelle liegen können. Dies ist jedoch der notwendige erste Schritt zum Verständnis der Population von mm- und submm-Quellen. Dazu wurden 18 Quellen der 1.2mm-Untersuchung mit dem Max-Planck Millimeter Bolometer Array (MAMBO) aus Regionen identifiziert, die an das NTT Deep Fiel angrenzen. Zur Positionsbestimmung nutzten wir präzise interferometrische Beobachtungen mittels IRAM (mm), dem Very Large Array (VLA, 1.4 GHz) und schließlich tiefen BVRIzJK Beobachtungen der ESO. Wir fanden dreizehn 1.2mm-Quellen, die mit optischen/nahinfraroten Objekten korrelierten mit K-Magnituden zwischen 19.0 und 22.5. Fünf weitere ergaben leere Felder mit K>22.

Due to the large beam (10.7’’) of the 30m-IRAM telescope at 1.2 mm, which means several possible optical/near-infrared counterparts may lie within one beam, identification of the optical/near-infrared counterpart of the mm emitting source is challenging. However, to obtain a complete understanding of the submm/mm source populations, reliable identifications of optical/near-infrared counterparts are a crucial first step. To make this step, we have identified 18 sources from our survey of the region surrounding the NTT Deep Field at 1.2 mm using the Max-Planck Millimeter Bolometer array (MAMBO). Accurate positions obtained from Very Large Array 1.4 GHz interferometry and IRAM mm interferometry. The counterparts were then identified in deep BVRIzJK images obtained at ESO. We find thirteen 1.2mm-sources associated with optical/near-infrared objects in the magnitude range K=19.0 to 22.5, while five are blank fields with K>22.

Vergleicht man diese Ergebnisse mit bekannten Veröffentlichungen von 850µm-Beobachtungen vergleichbarer Tiefe, so ergibt sich dass in K und I unsere Gegenstücke im Median um zwei Magnituden schwächer sind; auch die Streuung in I-K Farbe ist geringer. Einerseits könnte dieser signifikante Unterschied in Magnitude und Farbe auf Fehl­identifikation mit hellen Objekten, kosmischer Varianz oder Statistik kleiner Zahlen zurückzuführen sein. Andererseits ist es auch möglich, dass die durch 1.2mm-Beobachtungen ausgewählten Galaxien bevorzugt bei höheren Rotverschiebungen liegen als die 850µm-Quellen. Momentan werden, mittels VLT und Keck, aufgenommene Spektren untersucht um diese Hypothese direkt zu überprüfen.

Compared to published identifications of objects from 850 µm surveys of similar depth, the median K and I magnitudes of our counterparts are roughly two magnitudes fainter and the dispersion in I-K colour is less. While mis-identifications with bright objects, cosmic variance, and small number statistics are likely to contribute to this significant difference in median magnitude and colour, it may also be that 1.2mm-selected galaxies tend to lie at higher redshifts than the 850 um-selected galaxies. Currently we are obtaining and analysing spectra taken with the VLT and Keck to test this hypothesis directly.

Lyman-Break-Galaxien bei sehr hohen Rotverschiebungen und die frühe Galaxienentwicklung /
Lyman Break Galaxies at Very High Redshifts and the Early Evolution of Galaxies

Galaxien bei den höchsten Rotverschiebungen (z>5) fällt in der modernen Kosmologie eine Schlüsselrolle zu: Sie sind nicht nur unabdingbar, um das Entstehen und die Entwicklung von Galaxien zu verstehen, sondern auch, um die Reionisierung des Alls nachzuvollziehen. Die Re-Ionisierung des Alls war ein sehr komplexer Prozess - das zeigen die jüngsten Ergebnisse der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), aber auch die Tatsache, dass das All bei Rotverschiebungen von z » 6 für die Photonen des Lyman-Kontinuums scheinbar undurchsichtig war. Rot­verschiebungen von z = 5-6 entsprechen einer Zeit von etwa 100 Millionen Jahren nach dem Ende der Reionisierungs-Ära, oder etwa einer Milliarde Jahre nach dem Urknall. Damit gehören diese Quellen zu den ersten Galaxien überhaupt und mithin auch zu jenen Objekten, die die Ionisierung des Alls am Ende der Reionisierung aufrecht erhalten haben.

Galaxies at the highest redshifts, z>5, are key to our developing understanding of how galaxies have formed and evolved, and of how the universe was reionized. The recent results from the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), combined with the fact that the Universe appears opaque to Lyman continuum photons at about z » 6, suggests that the Universe had a very complex re-ionization history. Galaxies at z = 5-6 are observed within about 100 Myrs of the end of re-ionization and only about 1 billion years after the Big Bang. Thus they represent some of the earliest galaxies and the types of sources responsible for keeping the universe ionized at the end of reionization.

Wir setzen ein Messprogramm fort, in dem wir mit dem FORS2 Instrument am VLT eine große Anzahl hochrotverschobener Galaxien im R-, I- und z-Band beobachten. Bei z>5 ist das intergalaktische Medium für das Lyman-Kontinuum weitgehend undurchlässig, dadurch haben Galaxien bei diesen Rotveschiebungen ungewöhnlich rote R-I oder z-I Farben. Durch diese Dreifiltertechnik findet man Galaxien mit Rotverschiebungen zwischen 4.8 und 6.4, vorausgesetzt, sie ähneln den Lyman Break Galaxien (LBGs), die auf vergleichbare Weise bei niedrigeren Rotverschiebungen gefunden wurden (z = 2.5 bis 4.2).

We have an on-going program to obtain deep R-, I- and z-band images of large samples of high redshift galaxies with FORS2 on the VLT. This 3-color technique relies on the fact that the inter-galactic medium opacity in the Lyman continuum is high at redshifts above 5 giving galaxies at these redshifts very red R-I or I-z colours. Galaxies selected in this manner have redshifts between 4.8 and 6.4 and are expected to be similar to the Lyman Break Galaxies (LBGs) selected in a similar manner at lower redshifts (z = 2.5 to 4.2).

Abb. 2-57: Vergleich der Oberflächendichte von LBGs bei 4.8<z<5.8 (grüne Kästchen) und z = 3 (rote Rauten). Anhand der Leuchtkraftfunktion der z = 3 Quellen haben wir die Opazität des Intergalaktischen Mediums und das Entfernungsmodul zwischen den beiden Rotverschiebungen bestimmt. Um die Daten zu fitten, mussten wir die Leuchtkraftfunktion der z = 3 LBGs um eine Magnitude hin zu niedrigerer Helligkeit verschieben. Außerdem haben wir die Anzahldichte um einen Faktor 3 reduziert. Das zeigt, wie stark sich die Leuchtkraftfunktion zwischen z = 3 und z>5 geändert hat.

Fig. 2-57: A comparison of the surface density of the LBGs with 4.8<z<5.8 (green boxes) and z = 3 LBGs (red diamonds). The luminosity function of the z = 3 LBGs was used taking into account the intergalactic medium opacity and distance modulus between the two redshifts. To fit the data, the luminosity function of the z = 3 LBGs had to be shifted by one magnitude fainter and a factor of about 3 in co-moving number density. This demonstrates the strong evolution of the luminosity function between z = 3 and z>5.

Im Vergleich zu diesen LBGs erscheinen die Quellen, die wir bei z>5 beobachtet haben, allerdings deutlich leuchtschwächer: Die Leuchtkraftfunktion UV-heller LBGs bei z>5 ist um etwa eine Größenklasse verschoben. Berücksichtigt man die Expansion des Alls, so ist außerdem die Dichte jener Quellen, die schwächer sind als die charakteristische Helligkeit L*, bei z = 5 etwa dreimal höher (Abb. 2-57). Gegenüber der Leuchtkraftfunktion bei z = 3 sind die hellsten Quellen bei 4.8<z<5.8 also deutlich unterrepräsentiert. Aus den Messwerten folgt nicht nur ein Rückgang der Zahl der hellsten Quellen bei z = 5, sondern auch eine niedrigere Sternentstehungsrate und UV-Photondichte. Wenn wir annehmen, dass die Form der Leuchtkraftfunktion von z = 3 bis z = 5.5 konstant bleibt und wir über unseren Messbereich hinaus zu schwächeren Quellen extrapolieren, dann geht weder die Dichte der Sternentstehung zurück noch die Menge an ionisierender Strahlung. Dies deutet darauf hin, dass das All bei z = 5.5 von einer großen Zahl Galaxien ionisiert wird, die jede für sich genommen zu leuchtschwach sind, als dass wir sie einzeln beobachten könnten.

Compared to LBGs at lower redshifts (z = 3 and 4), our results indicate that the luminosity function of UV-luminous Lyman break galaxies at z>5 has likely shifted by about 1 magnitude, the co-moving density of the fainter sources at the fiducial magnitude, L*, is about a factor of 3 higher (Fig. 2-57). In other words, the bright end of the luminosity function has a much lower co-moving density at 4.8<z<5.8 compared to galaxies at z = 3. Taken at face value, in line with decline in the number of luminous sources, we detect a decline in the unobscured star formation rate and UV photon density at z>5. However, the possible evolution of the luminosity function, if we extrapolate beyond our detection limit by hypothesizing that the shape of the luminosity function remains unchanged from z = 3 to z = 5.5, then we do not see a decline in either the overall co-moving star-formation density or in the amount of ionizing luminosity. This would suggest that numerous galaxies fainter than our detection are responsible for keeping the universe ionized at z = 5.5.

Auch AGNs erfüllen unsere Selektionskriterien. Dennoch haben wir in unserem Beobachtungsfeld keine aktive Galaxie gefunden. Dies legt den Schluss nahe, dass leuchtkräftige AGNs in der Spätphase der Reionisierung und direkt im Anschluss daran keine wesentliche Rolle gespielt haben.

Further, we detected no AGN in the field, despite being sensitive to them. This suggests that powerful AGN did not play a substantial role in the end of re-ionization or in keeping the universe ionized subsequently.

Suche nach CO-Emission in der staubreichen Lyman-Break Galaxie Westphal-MD11 /
A Search for CO Emission in the Dusty Lyman Break Galaxy Westphal-MD11

Um die Entwicklung von Lyman Break Galaxien (LBG) zu verstehen ist es von grundlegender Bedeutung, mittels beobachtender Methoden ihre Kernparameter wie Sternentstehungsrate, Alter der Sternenpopulation, in Sternen und kaltem Gas gebundene Masse und dynamische Zeitskalen festzustellen und deren Zusammenhänge zu ergründen. Ein vollständiges Bild der Sternentstehung in LBGs ist abhängig von genauen Messungen ihres Gehalts an molekularem Gas, was Untersuchungen von CO Emissionslinien zumindest in einigen repräsentativen Systemen notwendig macht. Eines dieser Objekte ist die staubhaltigste bekannte LBG, Westphal-MD11 (WMD11). Es konnte jedoch keine CO Emission in WMD11 festgestellt werden. Das extrem hohe Verhältnis zwischen Ferninfrarot (FIR) und CO Fluss lässt sich nur erklären, wenn man für die Staubemission eine hohe optische Tiefe annimmt und die Strahlung als Schwarzkörperstahlung modelliert. Daraus folgt, dass die Regionen strahlenden Staubs eine geringe Ausdehnung besitzen. Das deutet darauf hin, dass entweder ein verdeckter AGN oder eine sehr kompakte Starburst-Region als Energiequelle dient. Eine Galaxienkollision oder Galaxienverschmelzung ist in beiden Fällen der wahrscheinlichere Auslöser. Darauf deutet auch die komplexe optische Form des Systems hin.

To understand the evolution of Lyman break galaxies (LBGs), it is important to establish observationally how global quantities like their star formation rates, stellar population ages, stellar and cold gas masses, and dynamical timescales are related to each other. In particular, assembling a complete picture of star formation in LBGs depends critically on measurements of their molecular gas contents, motivating millimeter searches for CO line emission in at least a few representative systems. As an example, we observed the dustiest known LBG, Westphal-MD11 (also known as WMD11). However, WMD11 was not detected in CO emission. Its extremely high implied FIR/CO flux ratio can only be explained if its dust emission has a high optical depth and is radiating as a blackbody. Consequently, the size of the dust-emitting region must be quite small, indicating a buried AGN or a very compact starburst as its power source. In either case it is likely to have been triggered by a galaxy encounter/merger as indicated by the system's complex optical morphology.

[Baker, Bender, Dannerbauer, Davies, Drory, Eisenhauer, Gabasch, Genzel, Hopp, Lehnert, Lutz, Milvang-Jensen, Maraston, Nesvabda, Pierin, Saglia, Seitz, Snigual, Tacconi, Tecza ]

2.4.2   Das Wachsen von massiven Schwarzeln Löchern in Galaktischen Kernen /
Unveiling the Growth of Massive Black Holes in Galactic Nulcei

Die tiefste XMM-Newton Durchmusterung im Lockman Hole /
The deepest XMM-Newton survey in the Lockman Hole

Das Lockman Hole ist die Himmelsregion mit der geringsten interstellaren Wasserstoffsäulendichte und somit ein exzellentes Fenster zum entfernten Universum. Es wurde früher als Region für die tiefste ROSAT-Durchmusterung ausgewählt, wobei nahezu der gesamte diffuse weiche Röntgenhintergrund in einzelne Quellen aufgelöst worden ist. Das Gebiet wurde ebenfalls für die erste XMM-Newton-Durch-musterung, während der sogenannten PV-Phase, aus-gesucht. Erst kürzlich konnten wir eine sehr lange XMM-Newton-Belichtung für dieses Feld einwerben, wodurch die gesamte Netto-Belichtungszeit nun bis zu 800 ksec beträgt, was ca. 20 „XMM-Newton Tage“ sind. Abbildung 2-58 zeigt eine Falschfarbenaufnahme dieser Beobachtung. Die Satellitenbeobachtungsrichtung ist hierbei zwischen den Einzelaufnahmen leicht verschoben worden, um so die Lücken zwischen den CCD-Chips im Gesamtbild zu glätten.

The Lockman Hole is the region on the sky having the lowest interstellar hydrogen column density and thus provides an excellent window to the distant Universe. It had been chosen as the location of the deepest ROSAT survey, which practically resolved the diffuse soft X-ray background into discrete sources. It has also been selected for the first XMM-Newton deep survey in the PV phase. Recently we have been awarded a very long XMM-Newton survey exposure in this field, bringing the net exposure to about 800 ksec, corresponding to almost 20 days of XMM-Newton exposure. Figure 2-58 shows an X-ray colour image of this observation. The spacecraft pointing directions have been dithered between successive exposures in order to smooth out the effects of the gaps between the CCD chips.

Abb. 2-58: Falschfarbenaufnahme der ~800 ksec XMM-Newton Belichtung des Lockman Holes. Das Bild wurde aus Einzelaufnahmen der drei Energiebänder: 0.5-2.0 keV, 2.0-4.5 keV und 4.5-10 keV (rot, grün und blau), zusammengesetzt. Die Bildgröße ist ~43x30 arcmin2.

Fig. 2-58: Colour composite image of the ~800 ksec XMM-Newton image of the Lockman Hole. The image was obtained combining three energy bands: 0.5-2 keV, 2-4.5 keV, and 4.5-10 keV (respectively red, green and blue). The image has a size of ~43x30 arcmin2.

 

Diese Daten wurden zur Messung der Rotverschie-bung und der Temperatur eines, des am weitesten fernten, derzeit bekannten, Galaxienhaufens (siehe 2.4.3), sowie zur Bestimmung der Verteilung der spektralen Eigenschaften der Röntgenquellen benutzt. Spektros-kopische Nachbeobachtungen wurden mit dem Deimos-Großfeld-Spektrographen am Keck-Teleskop im Frühjahr 2003 begonnen. Zusammen mit den bereits bekannten ROSAT-Quellen, haben wir nun 125 spektroskopische Identifikationen in diesem Feld. Für eine Stichprobe von Quellen mit Röntgenflüssen >10-15 erg cm-2 s-1 erreichen wir eine spektroskopische Vollständigkeit von ~80% im inneren Feld mit einem Radius von 10 Bogenminuten.

This data has been used to determine the redshift and temperature of one of the most distant clusters of galaxies known (see 2.4.3), as well as to determine the distribution of spectral properties of the X-ray sources. Spectroscopic follow-up observations have been started at the Keck telescope in spring 2003, using the Deimos wide field spectrograph. Together with the already existing ROSAT sources, we now have 125 spectroscopic identifications in this field. For a subsample of sources with X-ray fluxes >10-15 erg cm-2 s-1 we reach a spectroscopic completeness of ~80% in the inner field with 10 arcmin radius.

AGN Absorption als Funktion der Röntgenleuchtkraft /
AGN obscuration dependence on X-ray Luminosity

Abb. 2-59: Anteil der absorbierten (Typ-2) AGN in Bezug auf alle, im 2-10 keV Band selektierten, AGN der tiefen Chandra-Durchmusterungen (HDF-N and CDF-S) als Funktion der Röntgenleuchtkraft (blaue, ausgefüllte Datenpunkte). Zum Vergleich sind ähnliche Daten aus den weniger tiefen ASCA- und HEAO-1-Durchmusterungen gezeigt.

Fig. 2-59: Fraction of absorbed (type-2) AGN to all AGN selected in the 2-10 keV band in the deep Chandra surveys (HDF-N and CDF-S) as a function of X-ray luminosity (blue data points with filled symbols). The results are compared to similar data derived from shallower ASCA and HEAO-1 surveys.

 

Die optische Identifizierung in den tiefsten Chandra-Durchmusterungsfeldern, dem 2 Msec “Hubble Deep Field North“ (HDF-N) und dem 1 Msec „Chandra Deep Field South“ (CDF-S), haben nun ein Stadium erreicht, die eine statistische Analyse der Stichproben erlaubt. Photometrische Rotverschiebungen wurden bis zu Grenzhelligkeiten von R~24 mag und K~25 mag bestimmt (z.B. durch die COMBO-17-Durch-musterung, die „Great Observatories Origins Deep Survey“-Durchmusterung (GOODS)), was zu einer Identifizierung von 80% für das HDF-N und von 90% für das CDF-S führte. Spektroskopische Identifikationen mit den VLT- und Keck-Teleskopen, die eine Grenzhelligkeit von R~24-25 mag erreichen, konnten für ca. 75% der Röntgenquellen gewonnen werden.

The optical identifications in the deepest Chandra survey fields, the 2 Msec Hubble Deep Field North (HDF-N) and the 1 Msec Chandra Deep Field South (CDF-S), have now progressed to a state, where a statistical analysis of the samples is possible. Photometic redshift were determined down to R~24 and K~ 25 magnitudines (e.g. by the COMBO-17 survey, the Great Observatories Origins Deep Survey (GOODS)), yielding a completeness of 80% and 90% for HDF-N and CDF-S, respectively. Spectroscopic identifications by the VLT and Keck telescopes, reaching a limiting magnitude of R~24-25m, could be derived for about 75% of the X-ray sources.

Mit Hilfe der Röntgenleuchtkraft und der Härtever-hältnisse können wir die Röntgenquellen in beiden Feldern als unabsorbierte (Typ-1) und absorbierte (Typ-2) AGN, und normale Sternentstehungsgalaxien klassifizieren. Eine bedeutende Entdeckung in den tiefen Chandra-Feldern ist die Klasse von radio-leisen, hochleuchtkräftigen, hochabsorbierten Typ-2 AGN. Diese stellen das Typ-2 Equivalent zu den unabsorbierten QSO dar, und die wir deshalb mit QSO-2 bezeichnen. Mit Hilfe der identifizierten Chandra-Stichproben können wir den Anteil der absorbierten AGN als Funktion der Röntgenleuchtkraft abschätzen. Um Selektionseffekte auf Grund von Ab­sorption zu minimieren, haben wir unsere Analyse auf das harte (2-10 keV) Band für das HDF-N und das CDF-S beschränkt. Abbildung 2-59 zeigt den Anteil der absorbierten (Typ-2) AGN in Bezug auf alle AGN im Vergleich mit Daten, die unabhängig davon aus den ASCA- und HEAO-1-Stich-proben abgeleitet worden sind. Es besteht ein signifikanter Abfall des Typ-2-Anteils mit wachsenden Leuchtkräften. Bei geringen LX-Werten stimmt das Verhältnis mit dem der lokalen, optisch selektierten Seyfert-Galaxien (75-80%) überein. Bei hohen Leuchtkräften machen die Typ-2-QSO jedoch nur einen Anteil von 30-40% der gesamten AGN aus. Diese Entdeckung ist ein neuer und bedeutender Bestandteil für die Populationssynthese­mo­delle des Röntgenhintergrundes.

Using the X-ray luminosity and hardness ratio we can classify the X-ray sources in both fields into unabsorbed (type-1) and absorbed (type-2) AGN and a set of normal or starforming galaxies. An important achievement in the Chandra Deep Fields is the establishment of a class of radio-quiet, high-luminosity, highly absorbed type-2 AGN, which are the type-2 equivalent of the unobscured QSO and which we therefore call QSO-2. Using the total identified Chandra samples we can estimate the fraction of absorbed AGN as a function of X-ray luminosity. In order to minimise selection effects due to obscuration, we have restricted this analysis to AGN detected in the hard (2-10 keV) band for the HDF-N and CDF-S. Figure 2-59 shows the ratio of type-2 to all AGN in comparison to data derived independently from brighter ASCA and HEAO-1 samples. There is a significant decrease of the type-2 fraction with increasing luminosities: while at low LX the ratio is consistent with that of local optically selected Seyfert galaxies (75-80%), at high luminosities type-2 QSOs account for only 30-40% of all AGN. This finding is an important new ingredient for population synthesis models of the X-ray background.

 

Kosmologische Entwicklung der Seyfert Galaxien / Cosmological Evolution of Seyfert Galaxies

Zum ersten Mal sind wir nun in der Lage, die Daten aus den Chandra- und XMM-Newton-Durchmusterun-gen mit den vorherig identifizierten ROSAT-AGN-Stichproben zu verbinden. Wir haben hierbei nur die, im 0.5-2 keV Band detektierten, Typ-1 AGN ausgewählt, was zu einer Gesamtzahl von 1023 Objekten führt. Die kombinierten Stichproben decken nun einen noch nie da gewesenen Bereich von sechs Größenordnungen in Fluss und sieben Größenordnungen in Durchmusterungsfläche zwischen dem „ROSAT Bright Survey“ und der Chandra-Durchmusterung ab. Die neu entdeckten Chandraquellen sind vorwiegend Seyfert-Galaxien mit einer mittleren Leuchtkraft von ~1043 erg s-1 und einer mittleren Rotverschiebung von ca. 0.7. Insgesamt sind 75 Quellen in den Stichproben unidentifiziert.

For the first time we are now able to merge the Chandra and XMM-Newton deep survey data with the whole body of previously identified ROSAT AGN samples. We have selected only the type-1 AGN detected in the 0.5-2 keV band yielding a total of 1023 objects. The combined sample now covers an unprecedented six orders of magnitude in flux limit and seven orders of magnitude in survey solid angle between the ROSAT Bright Survey and the Chandra Deep Survey. We find that the new Chandra sources are predominantly Seyfert galaxies at a median luminosity of ~1043 erg s-1 and a median redshift around 0.7. A total number of 75 sources in all samples together is unidentified.

Die Röntgenleuchtkraftfunktion wurde mittels der V/Vmax-Methode berechnet und ist für zwei Rotverschiebungsintervalle dargestellt (Abb. 2-60). Die Form der beiden Leuchtkraftfunktionen ist stark unterschiedlich, weshalb die kosmologische Entwicklung weder durch einfache Leuchtkraft- noch durch einfache Dichteentwicklung beschrieben werden kann. Ein überraschendes Ergebnis ist, dass die hoch-rotverschobene Leuchtkraftfunktion nahezu horizontal bei Leuchtkräften unterhalb von ~1044 erg s-1 ist und sich der lokalen Raumdichte des Seyfert-Bereiches annähert. Die starke Dichtezunahme zu früheren Zeiten hin, die von vorherigen AGN-Stichproben im optischen, Radio- und Röntgenbereich bekannt ist, scheint daher nur für die relativ leuchtkräftigen AGN (d.h. QSO) gültig zu sein. Die leucht-schwächeren AGN (Seyfert-Galaxien) weisen eine sehr geringere Zunahme oder auch eine Dichteentwicklung mit abnehmender Rotverschiebung auf.

The X-ray luminosity function was calculated using the V/Va method and is shown in two redshift shells (Fig. 2-60). The shape of the two luminosity functions is significantly different. Therefore the cosmological evolution can be described neither by pure luminosity nor pure density evolution. The surprising result is, however, that the high-redshift luminosity function is almost horizontal at luminosities below ~1044 erg s-1 and approaches the local space density in the Seyfert range. The strong density increase with look back time evolution, well known from previous AGN samples in the optical, radio and X-ray range, therefore only holds for relatively luminous AGN (i.e. QSOs). while the lower luminosity AGN (Seyfert galaxies) show much less or even a density evolution decreasing with redshift.

Abb. 2-60: Röntgenleuchtkraftfunktion von, im 0.5-2 keV Band selektierten, Typ-1 AGN in den beiden Rotverschiebungsintervallen: z = 0.02-0.2 (blau) und z = 1.6-2.3 (rot).

Fig 2-60: X-ray Luminosity function of type-1 AGN selected in the 0.5-2 keV band in two redshift shells: z = 0.02-0.2(blue) and z = 1.6-2.3 (red).

Abb. 2-61: Raumdichte der im 0.5-2 keV Band selektierten Typ-1 AGN für verschiedene Leucht-kraft­klassen. Die gestrichelten Linien geben eine obere Grenze für die Raumdichten an, wobei angenommen wird, dass alle nichtidentifizierten Quellen in dem jeweiligen Rotverschiebungsintervall liegen.

Fig. 2-61: Space density of type-1 AGN selected in the 0.5-2 keV band for different luminosity classes. The dashed lines give an upper bound for the space densities, assuming that all unidentified sources are lying at the corresponding redshift.

Um diese unterschiedliche Entwicklung für verschiedene Leuchtkraftklassen im Detail zu illustrieren, zeigen wir die Raumdichte als Funktion der Rotver-schiebung für die verschiedenen Leuchtkraftklassen in Abb. 2-61. Während die Entwicklung der höchsten Leuchtkraftklasse (45-48), den leuchtstarken QSO, gut einer starken positiven Entwicklung (mit einem Zunahme um mehr als zwei Größenordnungen in der Raumdichte) folgt, und bei z ~ 2 stagniert, ist die Entwicklung der geringeren Leuchtkraftklassen schwächer und stagniert bei signifikant höheren Rotverschiebungen. Die höchste Raumdichte wird für Seyfert-Galaxien der Leuchtkraftklasse 41-42 bei einer Rotverschiebung von ca. 0.5, mit einer Raumdichte von einem Faktor 1000 größer als der von den leuchtkräftigsten QSO, erreicht. Oberhalb von z = 0.7 ist ein signifikanter Abfall der Seyfert-Raumdichte. Das ist die Ursache, warum Seyfert-Galaxien bei geringeren Rotverschiebungen und nicht, wie ursprünglich erwartet, Objekte bei höheren Rotverschiebungen die tiefen Chandra-Durchmusterungen dominieren.

To illustrate the different evolutionary behaviour for different luminosity classes in more detail we show the space densities as a function of redshift for different luminosity classes in Fig. 2-61. While the evolution of the highest luminosity class (45-48), the powerful QSOs, follows very well the known strong positive evolution with an increase of more than two orders of magnitude in space density, saturating at z ~ 2, the evolution of lower luminosity classes is weaker and saturates at significantly later redshifts. The highest space density is achieved for the Seyferts of luminosity class 41-42 at redshifts around 0.5 at a space density about a factor of 1000 higher than that of the most luminous QSOs. Beyond z = 0.7 there is a significant decline of the Seyfert space density. This is the reason, why the Chandra deep surveys are dominated by Seyfert galaxies at low redshifts and not, as originally expected by objects at higher redshifts.

Diese neuen Erkenntnisse zeichnen ein dramatisch unterschiedlicheres Entwicklungsszenario für weniger leuchtkräftige AGN im Vergleich zu hochleucht-kräft­igeren QSO. Während die wenigen, hoch-leucht­kräftigen Objekte relativ früh im Universum entstehen und sehr effizient „gefüttert“ werden, muss die Mehrzahl der AGN auf ihr Wachstum warten. Das könnte zwei Modi der Akkretion und des Wachstums Schwarzer Löcher mit unterschiedlicher Effizienz andeuten. Die späte Entwicklung der weniger leuchtkräftigen Seyfert-Population ist sehr ähnlich derjenigen, die benötigt wird, um die mittel-infrarote Quellenanzahl und den Hintergrund sowie die Spitze der Sternentstehung im Universum anzupassen, wogegen die schnelle Entwicklung der leuchtkräftigen QSO mehr der Wechselwirkungsgeschichte der Ellipsenentstehung entspricht.

These new results paint a dramatically different evolutionary picture for low-luminosity AGN compared to the high-luminosity QSOs. While the rare, high-luminosity objects can form and feed very efficiently rather early in the universe, the bulk of the AGN has to wait much longer to grow. This could indicate two modes of accretion and black hole growth with different accretion efficiency. The late evolution of the low-luminosity Seyfert population is very similar to that which is required to fit the mid-infrared source counts and background and also the bulk of the star formation in the Universe, while the rapid evolution of powerful QSOs traces more the merging history of spheroid formation.

[Böhringer, Hashimoto, Hasinger, Lehmann, Mainieri, Matute, Streblyanskaya, Szokoly]

2.4.3   Der Aufbau der größten astronomischen Objekte: Galaxienhaufen /
The Structure of the Largest Building Blocks: Galaxy Clusters

Die Struktur von A3562 - ein Modell für wechselwirkende Haufen /
The structure of A3562 - A Model for interacting clusters

Abb. 2-62: Von links nach rechts: die projizierte Entropie, der Druck und die R-Band-Aufnahme von A3562 mit überlagerten Konturen gleicher optisch diffuser Lichtintensität. Die beiden linken Abbildungen zeigen außerdem noch die Positionen der Haufengalaxien (¨), für die eine Rotverschiebung gemessen wurde.

Fig. 2-62: From left to right: projected entropy, pressure and R band image of A3562, all overlaid with the contours of equal diffuse optical light intensity. Left panels also show the positions of the cluster galaxies (¨) with measured redshifts.

Die fortschrittlichen spektralen und abbildenden Fähigkeiten des XMM-Newton-Röntgenobservatoriums ermöglichen ein detailliertes Studium des Prozesses der Galaxienhaufenwechselwirkung. Anhand eines Mosaiks von sechs XMM-Newton-Beobachtungen haben wir den hydrodynamischen Zustand von A3562, einem Haufen im Zentrum des Shapley Superhaufens, studiert. Die Röntgenaufnahme enthüllt einen starken Flächenhelligkeitsgradienten innerhalb des Kernes von A3562, eine 200 kpc lange Kante, die sich in süd-westlicher Richtung ausdehnt. In Abb. 2-62 zeigen wir die, von der spektralen Analyse abgeleiteten, projizierten Druck- und Entropiekarten. Das Maximum des Druckes und der Entropie ist auf die dominierende Zentralgalaxie zentriert, und sowohl der Zentraldruck als auch das Entropieniveau des Gases ist in nordöstliche Richtung ausgedehnt. Durch das Studium des Druckes und der Entropie haben wir die Kante mit einer Druckerhöhung von 40% identifiziert. Der starke Flächenhelligkeitsgradient im Zentrum ist eine Kontaktdiskontinuität. Diese bewirkt in Verbindung mit den großskaligen Entropieschweifen, eine oszillierende Bewegung der dominierenden Zentralgalaxie, wahrscheinlich als Folge des Vorbeigangs einer Galaxiengruppe. Mittels der ausgedehnten Schweife geringer Entropie in A3562 haben wir die Amplitude dieser Oszillationsbewegung mit 200 kpc und die Oszillationsfrequenz mit 1 Milliarde Jahren abgeschätzt.

The advanced simultaneous spectral and imaging capabilities of the XMM-Newton X-ray observatory allow us to study galaxy cluster interaction processes in much detail. Using the mosaic of six XMM-Newton observations, we study the hydrodynamic state of A3562, a cluster in the centre of the Shapley Supercluster. The X-ray image reveals a sharp surface brightness gradient within the core of A3562, a 200 kpc ridge extending to the south-west. In Fig. 2-62 we display the projected pressure and entropy maps derived in the spectral analysis. The pressure and entropy peak is centered on the dominant central galaxy and both, the central pressure and entropy level of the gas is extended towards the north-east. Through the study of the pressure and entropy we identify the ridge with a 40% pressure enhancement. The sharp surface brightness gradient at the centre is identified with a contact discontinuity, which, together with the large-scale entropy tails, reveals a sloshing (oscillating movement) of the central dominant galaxy, probably in response to the passage of a group. Using the extent of the low-entropy tails in A3562 we estimate the amplitude of the sloshing motion to be 200 kpc and the oscillation frequency of 1 Gyr.

Eine systematische Untersuchung des Aufbaus der massenreichsten Haufen /
A Systematic study of the structure of the most massive clusters

Abb. 2-63: Temperaturprofile der REFLEX-XDL-Galaxienhaufen, die mit XMM-Newton beobachtet wurden. Die Profile sind flacher als die früheren Ergebnisse. Die theoretischen Vorhersagen sind durch die graue Region gekennzeichnet.

Fig. 2-63: Temperature profiles of the clusters from the REFLEX XDL galaxy clusters observed with XMM-Newton. The profiles are flatter than the previous results. Theoretical predictions are indicated by the grey region.

Der bedeutendste Parameter zur Charakterisierung eines Galaxienhaufens ist seine Masse. Die ungenügend bekannten Temperaturprofile des Gases innerhalb der Haufen verhinderten bisher die genaue Bestimmung der Masse und der Massenprofile. Um die hohe spektrale Auflösung und das große Gesichtsfeld von XMM-Newton zu nutzen, haben wir eine volumenlimitierte Stichprobe von Galaxienhaufen bei Rotverschiebungen von ca. z = 0.3 aus der REFLEX-Durch­musterung (REFLEX-DXL-Stichprobe) für prä­zise kosmologische Untersuchungen und astrophysi­ka­lische Anwendungen ausgewählt. Wir konnten die Temperaturprofile bis zu großen Radien (größer als der Hälfte des Virial-Radius) messen und eine Vielfalt der äußeren Gefälle dieser Temperaturprofile entdecken (Abb. 2-63). Im Vergleich zu den weitläufig akzeptierten, bisherigen Ergebnissen (durch den grauen Bereich in der Abbildung gekennzeichnet), sind die neuen Profile flacher bis hin zu größeren Radien. Da die alten Ergebnisse jedoch in guter Übereinstimmung mit den hydrodynamischen kosmologischen Simulation waren, haben wir nun das Problem, dass die beobachteten Profile signifikant flacher als die vorhergesagten sind. Dies deutet auf fehlende Parameter in den Simulationen hin. Ein bedeutendes Ergebnis der Untersuchung der Haufentemperatur der Stichprobe, ist die Ableitung der Haufentemperaturfunktion bei einer Rotverschiebung von z = 0.3, die durch den Vergleich mit der derzeitigen Temperaturfunktion eine milde kosmologische Entwicklung andeutet. Dieses Ergebnis ist konsistent mit der Haufenentwicklung in einem Universum geringer Dichte. Für die Massenbestimmung erreichen wir nun eine Genauigkeit von 20% bis zu 60% des Virial-Radius. Die Ermittlung der Haufenmassenfunktion bei z = 0.3 ist in Arbeit.

The most important parameter characterizing a galaxy cluster is its mass. The so far limiting factor in a precise determination of masses and mass profiles were imperfectly known temperature profiles of the intracluster gas. Making use of the high spectral resolution and the large field of view of XMM-Newton, we have selected a volume-limited sample of galaxy clusters at redshifts around z = 0.3 from the REFLEX survey (REFLEX-DXL sample) for precise cosmological investigations and astrophysical applications. We could measure temperature profiles out to large radii (larger than half of the virial radius), and discover some diversity of their outer slopes (Fig. 2-63). Compared to the most widely accepted previous results (in the range shown by the grey region in the Figure) the present profiles are flatter out to a larger radius. Since the old implications from observations were in good agreement with hydrodynamical cosmological simulation, we now have the problem that the observed profiles are significantly flatter than predicted. This points towards some missing ingredients in the models. An important result of the overall temperature measurement of the sample clusters is the cluster temperature function at a redshift of z = 0.3, which shows mild evolution if compared to the present day temperature function. This result is consistent with cluster evolution in a low density Universe. For the mass estimates we now achieve an accuracy of 25% up to 60% of the virial radius. The construction of the cluster mass function at z = 0.3 is in progress.

Zeiten der Metallanreicherung in den Zentren von Galaxienhaufen /
Metal enrichment ages of the centres of galaxy clusters

Galaxienhaufen mit riesigen Zentralgalaxien und hohen Zentralgasdichten (sogenannten „Cooling flows“) zeichnen sich durch eine starke zentrale Zunahme in den Elementhäufigkeiten schwerer Elemente aus. Das Studium der Häufigkeitsverhältnisse dieser Elemente, von Sauerstoff bis zu Eisen, liefert einen Hinweis darauf, dass diese Elemente vorwiegend durch Typ-Ia-Supernovae produziert worden sind, ergänzt durch einige zusätzliche Anreicherungen von stellaren Winden. Die in den letzten Jahren beschriebenen Ergebnisse zeigten, dass der Ertrag von Typ-Ia-Supernovae in Systemen mit sehr alter stellarer Population, wie z.B. der Zentralgalaxie des Virgohaufens M87, unterschiedlich zur Milchstraße zu sein scheint. Eine ähnliche Analyse des Centaurus-Haufens bestätigt nun teilweise dieses Ergebnis. Der Unterschied zur Milchstraße ist jedoch weniger stark.

Galaxy clusters with giant central galaxies and high central gas densities (so-called “cooling flows”) feature strong central increases in the heavy element abundances. A study of the abundance ratios of these elements ranging from oxygen to iron provides evidence that they are predominantly produced by supernovae of type Ia, occurring in the central galaxy supplemented by some additional enrichment from stellar winds. Results reported in the last year showed that the yields from the supernovae type Ia seem to be different in systems with a very old stellar population like the central galaxy of the Virgo cluster, M87, as compared to the yields inferred for the Milky Way. A similar analysis of the Centaurus cluster now partly confirms this result. However, the deviation to the Milky Way standard is less pronounced.

Eine andere wichtige Frage ergibt sich in diesem Zusammenhang: Wie lange dauert es, um das beobachtete Häufigkeitsmaximum mit der derzeit beobachteten Supernovaerate zu produzieren. Selbst bei einer substantiell höheren Sternentstehungsrate in der Vergangenheit schließen wir auf eine lange Anreicherungszeit von 7 bis 9 Gyrs. Das deutet daraufhin, dass die dichten Galaxienkerne über solch lange Zeiträume von den Haufenwechselwirkungsereignissen oder gewaltigen Ausbrüchen der zentralen AGN nahezu ungestört blieben.

Another important question arises in this context: how long does it take to produce the observed abundance peaks with the observed present day rate of supernovae? Even allowing for a substantially higher supernova rate in the past we infer long enrichment times of the order of 7 to 9 Gyrs. This suggests that over such long periods the dense cluster cores have been essentially undisturbed from cluster merger events or violent outbreaks of central AGN.

Metallhäufigkeit im am weitesten entfernten, bekannten Galaxienhaufen /
Metallicity of the most distant observed galaxy cluster

Abb. 2-64: Überlagerung der Konturen der XMM-Newton-Aufnahme im 0.5-5 keV Band des Haufens RXJ1053.7+5735 auf die CFHT-I-Band-Aufnahme. Norden ist oben, Osten ist links. Das Bild hat die Abmessungen von 2 x 1 arcmin2. Die Rohdaten wurden mit einem Gaußfilter mit "sigma=7" geglättet.

Fig. 2-64: The contours of XMM image in the 0.2-5 keV band of the cluster RXJ1053.7+5735 overlaid on a CFHT I band image. North is up and East is left. The image is 2x1 arcmin2 on a side. The raw data were smoothed with a Gaussian of "sigma=7".

Einer der am weitesten entfernten röntgenselektierten Ga-laxienhaufen, RXJ1053.7+5735, der während der ultratiefen Durchmusterung im Lockman Hole entdeckt wurde (Abb. 2-64), konnte mit XMM-Newton durch Kombination der bisher erhaltenen, gesamten XMM-Daten (648 ks, 738 ks and 758 ks pn, MOS1 and MOS2), untersucht werden. Mit diesem „tiefen“ Datensatz entdeckten wir eine Fe K-Linie und bestimmten erstmalig die Haufenmetallizität für einen Haufen bei z >1. Die beste Anpassung der Häufigkeit entspricht 0.46±0.11 in Einheiten des solaren Wertes. Die Fe-Linienemission erlaubt uns die Rotverschiebung des diffusen Gases mit z = 1.14±0.01 abzuschätzen. Das ist einer der ersten Galaxienhaufen, bei dem die Röntgenrotverschiebung noch vor den optische/nah-infrarot Messungen ermittelt wurde. Ein Vergleich mit anderen Metallizitätsmessungen von nahen und entfernten Haufen zeigt eine geringer Evolution in der ICM-Metallizität von z ~ 1 bis zum heutigen Zeitpunkt.

One of the most distant X-ray selected clusters of galaxies, RXJ1053.7+5735 discovered during the ultra-deep Lockman Hole survey (Fig. 2-64), was investigated with XMM-Newton by combining all XMM Lockman Hole data so far obtained (648 ks, 738 ks and 758 ks for pn, MOS1 and MOS2), respectively. With this “deep” dataset, we could detect the Fe K line, and, for the first time, obtain a strong constraint on cluster metallicity for a cluster at z >1. The best-fit abundance is 0.46±0.11 times the solar value. The Fe line emission also allows us to directly estimate the redshift of the diffuse gas to z = 1.14±0.01. This is one of the first clusters whose X-ray redshift is measured prior to an optical/NIR determination. Comparison with other metallicity measurements of nearby and distant clusters shows that there is little evolution in the ICM metallicity from z ~ 1 to the present.

[Böhringer, Briel, Finoguenov, Hashimoto, Hasinger, Lehmann, Matsushita, Schuecker, Xue, Zhang]

2.4.4   Untersuchungen der kosmischen großräumigen Struktur /
Studies of the Cosmic Large-Scale Structure

Vermessung großskaliger Strukturen und Superhaufen mit Galaxienhaufen /
Tracing the Large-Scale Structure and super clusters with Galaxy clusters

Galaxienhaufen-Durchmusterungen basierend auf dem ROSAT All-Sky Survey bilden die Grundlage der Vermessung großskaliger Strukturen mit Galaxienhaufen. Diese Messungen führten in den letzten Jahren zu eindrucksvollen Einschränkungen der kosmologischen Parameter. In diesem Jahr wurde das Basisteil dieser Untersuchungen, ein Katalog von 448 Galaxienhaufen der REFLEX-Stichprobe, zur Publikation eingereicht. Um die Genauigkeit unserer kosmologischen Untersuchungen zu steigern, haben wir durch fortlaufende optische Nachbeobachtungen im Rahmen der NORAS-2 und REFLEX-2-Durchmusterungen eine Haufenstichprobe von ungefähr 1500 Haufen identifiziert. Die Durchsicht des gesamten Datenmaterials und die Zusammenstellung eines Superkatalogs ist derzeit in Arbeit und wird 2004 beendet werden.

The foundation of the measurement of the large scale structure with galaxy clusters yielding impressive constraints on cosmological parameters in recent years are the galaxy cluster surveys based on the ROSAT All-Sky Survey. This year the final catalogue of 448 galaxy clusters of the REFLEX sample, the core of these studies, has been submitted for publication. To increase the precision of our cosmological studies we have increased the cluster sample to about 1500 clusters through continuous optical identification follow-up observations for the NORAS-2 and REFFLEX-2 surveys. The screening of all collected data and compilations of a super catalogue is in progess and will be completed in 2004.

Obwohl man Superhaufen bereits seit mehr als 60 Jahren kennt, sind deren Eigenschaften, wegen verschiedener Selektionseffekte nur ungenau bekannt. Deshalb unternahmen wir eine homogene Suche nach Superhaufen, basierend auf unseren Röntgen-Haufenkatalogen und fanden insgesamt 159 Röntgen-Superhaufen in der südlichen Hemisphäre. Die mittlere Größe der Superhaufen ist ungefähr 40 Megaparsec. Ein ziemlich großer Anteil (60%) der Haufen befindet sich danach in Superhaufen. Wie bereits von hochauflösenden hydrodynamischen Simulationen zusammenstoßender Galaxienhaufen vorhergesagt, hat ihre Röntgen-Leucht­kraftverteilung einen Exzess bei leuchtkräftigen Haufen. Zukünftige Untersuchungen konzentrieren sich auf das Studium des dynamischen Zustandes dieser Superstrukturen. Der Anzahl-Dichtekontrast deutet bereits an, dass sich die meisten dieser Superstrukturen in einem Entwicklungsstadium befinden, wo sich die kosmologische Expansion nun in einen Kollaps umkehrt. Dabei wird die nächste Hierarchie virialisierter Strukturen gebildet. Mit unseren Ergebnissen konnten wir zeigen, dass Superhaufen eigenständige und interessante astrophysikalische Laboratorien darstellen.

Although superclusters are known since more than 60 years, precise measurements of their properties were corrupted by the application of inhomogeneously selected cluster catalogues. Therefore, we homogeneously searched for superclusters based on our X-ray cluster catalogue, detecting in total 159 X-ray superclusters in the southern hemisphere. The average size of the superclusters is about 40 Megaparsec. A quite large fraction (60%) of the clusters are found in superclusters. Their X-ray luminosity distribution seems to show some excess towards higher luminosities as predicted by recent high-resolution hydrodynamical simulations of merging clusters. Future observations will study the dynamical state of these superstructures in more detail. Their number density contrasts already indicate that most of these superstructures are close to their turnaround, just starting to collapse to form the next hierarchy of virialized structures. With our results we could show that superclusters are distinct and interesting astrophysical laboratories in their own right.

Charakterisierung von Galaxienhaufen im optischen und Röntgenbereich /
Searching for characterization galaxy clusters in the X-ray and optical

Um genauer die optischen und Röntgeneigenschaften von Galaxienhaufen vergleichen zu können, erzeugten wir eine große Datenbank aus ROSAT All-Sky Survey (RASS) und Sloan Digitial Sky Survey (SDSS)-Daten von 114 Haufen. Diese hatten Massen von 1012.5 bis 1015 M und lagen im Rotverschiebungsbereich von 0.002 bis 0.45. Die stärksten Korrelationen ergaben sich zwischen der optischen Leuchtkraft in den photometrischen Sloan i- and z-Bändern (rote optische Bänder), der Röntgen-Leuchtkraft und der ICM-Temperatur. Die Streuung in den Lop-LX und Lop-TX -Relationen wird minimiert, wenn die optische Leuchtkraft in den Haufenzentren (0.5-0.7 Mpc h50-1) gemessen wird. Schließlich konnten wir zeigen, dass wir unter Benutzung der z-Band-Relationen für eine gegebene optische Eigenschaft eines Haufens die Röntgen-Leuchtkraft und Temperatur (und umgekehrt) mit einer Genauigkeit von 60% voraussagen können (Abb. 2-65). Da die Beobachtungsungenauigkeiten der optischen und Röntgen-Leuchtkräfte bei etwa 20% liegen, wird der überwiegende Anteil der Gesamtstreuung von 60% in beiden Relationen intrinsischer Natur sein.

To compare in more detail the optical and X-ray characteristics of galaxy clusters, we created a large database of ROSAT All Sky Survey (RASS) and the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) data. From that we generated a first sample of 114 clusters with system sizes ranging from groups of 1012.5 M to massive clusters of 1015 M in a redshift range from 0.002 to 0.45. The first investigations have shown a tight correlation between the X-ray and optical properties. We found that the optical luminosity calculated in the i and in the z (red optical bands) band correlates best with the X-ray luminosity and the ICM temperature. The scatter in the Lop-LX and Lop-TX relations can be minimized if the optical luminosity is measured within the central part of the cluster (0.5-0.7 Mpc h50-1). Finally, by using the relations obtained from the z band, we demonstrated that, given the optical properties of a cluster, we can predict the X-ray luminosity and temperature with an accuracy of 60% and vice versa (Fig. 2-65). Since the observational uncertainties in the optical and in the X-ray luminosity are about 20%, most of the scatter of 60% in both relations should be intrinsic.

Abb. 2-65: Korrelationen der optischen und Röntgen-Leuchtkräfte der RASS-SDSS-Galaxienhaufen­stich­probe.

Fig. 2-65: Correlations of the optical and X-ray luminosity of the RASS-SDSS galaxy cluster sample.

Detektion zusätzlicher weicher Röntgenstrahlung aus den Außenbereichen des Coma Galaxienhaufens - Die Entdeckung der kosmischen Netzwerk-Struktur /
Soft excess in the Coma cluster outskirts - detection of the hot cosmic web

Neue XMM-Newton-Beobachtungen der Außenbereiche des Coma Galaxienhaufens bestätigen die, schon früher gefundene, zusätzliche weiche Röntgenstrahlung. Die XMM Daten zeigen, dass sie von einem warmen Gas mit einer Temperatur von etwa 0.2 keV stammt. Das Gas hat eine Sauerstoffhäufigkeit von etwa 0.1 der Sonnenhäufigkeit. Durch eine kombinierte Analyse von ROSAT und XMM Daten können wir einen galaktischen Ursprung der Strahlung ausschließen. Schreibt man diese Strahlung einer etwa 20 Mpc großen Region im Vordergrund von Coma zu, die auch als Galaxienansammlung in der Geschwindigkeitsverteilung der Coma Galaxien angedeutet ist, so schließt man auf eine Dichte des warmen Gases von etwa 10-5 cm-3. Eine Massenabschätzung des röntgenstrahlenden warmen Gases zeigt, dass dieses nicht virialisiert ist und dass wir vermutlich das postulierte „warm-hot intergalactic medium“ (WHIM) beobachten. Das Spektrum zeigt die O VII und Ne IX Linien, ein weiterer Hinweis auf warmes Gas mit Temperaturen von einigen Zehntel keV. Diese Ergebnisse liefern auch eine direkte Messung der O, Ne und Fe Häufigkeit.

XMM-Newton observations of the outskirts of the Coma cluster of galaxies confirm the existence of a soft X-ray excess claimed previously and show that it is due to warm thermal emission. Our data provide a robust estimate of its temperature (~0.2 keV) and oxygen abundance (~0.1 solar). Using a combination of XMM-Newton and ROSAT All-Sky Survey data, we rule out a Galactic origin of the soft X-ray emission. Associating this emission with a 20 Mpc region in front of Coma, seen in the skewness of its galaxy velocity distribution, yields an estimate of the density of the warm gas of about 10-5 cm-3. Our measurement of the gas mass associated with the warm emission strongly support its nonvirialized nature, suggesting that we are observing the warm-hot intergalactic medium (WHIM). The spectrum shows signatures of the O VII and Ne IX lines providing further support for a warm gas at a few tenths of keV. These results also provide a direct estimate of the O, Ne and Fe abundance of the WHIM.

Kosmologische Tests der nächsten Generation mit Galaxienhaufen /
Next Generation Cosmological Tests with Galaxy Clusters

Die kleinen Effekte der Zustandsgleichung der Dunklen Energie und die Phänomene höher-dimensionaler Braneworlds können mit Stichproben von mindestens einigen tausend Röntgen-Galaxienhaufen untersucht werden. Solche Stichproben könnten mit zukünftigen großflächigen Röntgen-Missionen wie DUO und ROSITA erhalten werden. In einer Pilotstudie für das German Astrophysical Virtual Observatory (GAVO) kombinierten wir Daten des ROSAT All Sky Surveys und Sloan Digital Sky Surveys (SDSS) und erhielten bereits hier eine Abtastrate von 0.5 Haufen pro Quadratgrad, d.h. 10-mal höher als in allen vorangegangenen Untersuchungen. Nach Beendigung des SDSS könnte man mit dieser Technik eine Stichprobe von ungefähr 3000 Röntgen-Galaxienhaufen bis zu einer Rotverschiebung von z = 0.6 erhalten. Für DUO erwartet man etwa 30000 Galaxienhaufen. Eine solch umfangreiche Stichprobe sollten uns erlauben, in erster Ordnung festzustellen, ob die derzeitige Phase der kosmischen Beschleunigung hervorgerufen wird durch die Dunkle Energie in Form eines skalaren (Quintessenz-) Feldes oder durch die Extra-Dimension einer Braneworld - ohne dass man auf Dunkle Energie zurückgreifen müsste. Die Vermessung der kosmischen Expansion durch Supernovae vom Typ Ia kann nur schwer zwischen den beiden Szenarien unterscheiden, wohl aber das Netz kosmischer Strukturen, welches anders wachsen könnte und somit der Untersuchung der Fluktuationen der Galaxienhaufendichte eine ziemliche Bedeutung zukommen lassen würde. Eine 5. Dimension mit einer effektiven Größe von nicht mehr als 0.1 mm kann Fluktuationen auf kosmologischen Skalen beeinflussen, weil die angeregte sehr große Zahl von Gravitonen sich auch in der Extra-Dimension ausbreitet und später auf die Materieverteilung im sichtbaren Universum zurückwirkt. Die Art der Wirkung hängt von den Eigenschaften der Extra-Dimension (z.B. Größe, Energieinhalt usw.) ab.

The small effects of the equation of state of the dark energy and the phenomenology of higher-dimensional Braneworlds can only be studied with samples of several thousands of X-ray clusters. Such samples will be obtained with future large area X-ray missions like DUO and ROSITA. However, in a pilot study for the German Astrophysical Virtual Observatory (GAVO) we combined data from the ROSAT All Sky Survey and the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) and obtained a sampling rate of 0.5 clusters per square degree, which is ten times higher than any previous survey. After completion of SDSS this technique would yield about 3000 X-ray clusters up to redshifts z = 0.6. For DUO, sample sizes of the order of 30000 clusters are expected. Such samples should enable us to test to first order whether the current phase of cosmic accelerated expansion is caused by a dark energy in form of a scalar field like quintessence or caused by the effects of an extra-dimension in a Braneworld - and we would not need dark energy any more. Although the cosmic expansion as measured by type-Ia supernovae can hardly differentiate between the two scenarios, it is in fact the web of cosmic structure which could grow differently so that a measurement of the cluster number density fluctuations would become quite important. A 5th dimension with an effective size of only 0.1 mm or less can affect fluctuations on cosmological scales because they excite a huge number of gravitons which would propagate into the extradimension and react back onto the matter in the visible universe in a manner which depends on the properties of the extradimension like its size, energy content etc.

Detektion nicht-Gaussscher Schwankungen in WMAP-Temperaturkarten /
Detection of non-Gaussianity in the temperature maps of WMAP

Für das sehr frühe Universum geht das kosmologische Standardmodel von einer inflationären Phase aus, die Quantenfluktuationen erzeugt und auf kosmologische Skalen verstärkt. Typisch für diese Modelle ist die Vorhersage, dass diese Fluktuationen gaussförmig sind. Die kürzlich veröffentlichten WMAP-Daten der kosmischen Hintergrundstrahlung bieten die Möglichkeit, diese Gaussförmigkeit genauer zu untersuchen. Während der letzten Jahre entwickelten wir eine Methode, welche, wie sich herausstellte, eine der empfindlichsten Methoden zur Erkennung nicht-Gauss­scher Signale darstellt. Eine Original-Temperaturkarte wird verglichen mit vielen Replikanten (Surrogaten), die unter Bewahrung des ursprünglichen Leistungsspektrums erzeugt wurden, wobei allerdings sämtliche nicht-gaussförmigen Merkmale gelöscht werden. Um Vordergrund-Emissionen zu minimieren, die leicht nicht-gausssche Signale vortäuschen können, haben wir die Anwendung der Methode auf die Polarregionen beschränkt, und fanden ein signifikantes nicht-gaussförmiges Signal auf einer räumlichen Skala von 1 Grad. Dies ist in Übereinstimmung mit Ergebnissen anderer Gruppen. Verschiedene Tests zeigten, dass dieses Signal nicht hauptsächlich durch Vordergrund-Emission hervorgerufen werden kann. Wir testen derzeit, ob wir möglicherweise eine künstliche Struktur im Rauschmuster von WMAP gemessen haben. Eine verlässliche Detektion eines nicht-gaussför­migen Signals im CMB hätte wichtige Konsequenzen für das kosmologische Standardmodel, weil es möglicherweise auf die Erzeugung topologischer Defekte wie kosmischer Strings, Monopole und Textures kurz nach der inflationären Phase schließen ließe.

For the very early Universe, the standard model of cosmology proposes an inflationary phase which generates and amplifies quantum fluctuations up to cosmologically interesting scales. A generic feature of these models is the prediction that these fluctuations should be Gaussian. The recently published WMAP data of the cosmic microwave background offers a unique opportunity to study Gaussianity in much more detail. During the past years we developed a method which turns out to be one of the most sensitive methods to detect non-Gaussianity by the comparison of an original temperature map with replicants (surrogates) generated under the constraint to preserve the original power spectrum while deleting all non-Gaussian features. In order to reduce foreground emission which easily mimic non-Gaussianity, we applied our method to the polar regions and found a significant non-Gaussian signal on the one-degree scale, supporting recent findings by other groups. Several tests reveal that the non-Gaussian signal could not mainly be caused by foreground emission. We are currently testing whether we might have detected an artificial structure in the noise pattern of WMAP. Note that a firm detection of a non-Gaussian signal in the CMB would have profound consequences for the standard model of cosmology because it would signal a creation of topological defects like cosmic strings, monopoles and textures shortly after an inflationary phase.

[Böhringer, Briel, Finoguenov, Popesso, Nowak, Retzlaff, RÄth, Schuecker, Voges]

MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003


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HTML version: 2004-06-15; Helmut Steinle