Die Experimente COMPTEL und EGRET auf dem Compton Observatorium der NASA haben auch im 8. Missionsjahr nach dem Start am 5. April 1991 eine Fülle neuer Ergebnisse geliefert. Der Höhepunkt des Jahres war sicherlich die gemeinsame COMPTEL- und ROSAT-Entdeckung eines etwa 700 Jahre jungen, bisher unbekannten Supernovaüberrestes am südlichen Himmel. Diese Entdeckung fand in der deutschen Presse weite Resonanz; in der "Welt" vom 12. November 1998 wurde sogar auf der Titelseite darüber berichtet. Nach den derzeitigen Plänen der NASA wird das Compton Observatorium noch einige Jahre in Betrieb bleiben. In der Gamma-Astronomie sind lange Beobachtungszeiten besonders wichtig, und man wird daher auch in den kommenden Jahren noch mit interessanten weiteren Entdeckungen rechnen können. Die Teleskope COMPTEL und EGRET haben bereits jetzt eine für die Gamma-Astronomie nie gekannte Fülle von Publikationen ausgelöst: bei COMPTEL gibt es seit dem Start insgesamt 470 Publikationen, bei EGRET liegt die Zahl bei 880.

The experiments COMPTEL and EGRET on NASA's Compton Observatory have produced a range of new results again in 1998, the 8^th year of the mission since the launch on 5^th April 1991. The highlight of the year was certainly the combined COMPTEL and ROSAT discovery of a roughly 700 year old, previously unknown, supernovaremnant in the southern hemisphere. This discovery produced a broad resonance in the German press; it was even reported on the front page of "Die Welt" on the 12^th of November. According to the current NASA planning the Compton Observatory will stay in operation for another few years. In gamma-ray astronomy long observation times are absolutely essential, and we can expect interesting discoveries to continue in the years ahead. The COMPTEL and EGRET instruments have already led to publications whose number is unprecedented in gamma-ray astronomy; for COMPTEL there have been 470 papers since the launch, for EGRET the number is 880.

Ein ständig wachsender Teil der Aktivitäten in der Gammagruppe geht in die Vorbereitung neuer Missionen. Hier ist vor allem die Beteiligung unseres Institutes an der ESA-Mission INTEGRAL zu nennen, die Ende 2001 gestartet werden soll. Das Institut wirkt maßgeblich bei der Entwicklung des Spektrometers SPI mit, dessen Hauptaufgabe auf dem Gebiet der hochauflösenden Gamma-Linienspektroskopie liegen wird. Darüber hinaus ist die Gammagruppe interessiert an einer Mitwirkung bei der NASA-Mission GLAST – einem Super-EGRET-Projekt im Hochenergiebereich (> 30 MeV). Ferner wurde im Berichtsjahr die Prototyp-Entwicklung eines verbesserten Compton-Teleskopes zielstrebig im Labor vorangetrieben. Bei diesem Aufbau besteht der Compton-Streudetektor aus ortsauflösenden Siliziumstreifen-Detektoren, so daß eine direkte Messung der Bahn des Compton-Elektrons möglich wird. Mit einem Teleskop dieser Art ließe sich die von COMPTEL erzielte Empfindlichkeit um etwa eine Größenordnung verbessern.

A steadily growing part of the activity of the gamma-ray group is the preparation of new missions. Here we mention above all the participation of our institute in the ESA mission INTEGRAL, which should be launched at the end of 2001. The institute is heavily involved in the development of the spectrometer SPI; the main objective of this instrument is high-resolution gamma-ray line spectroscopy. In addition the group has interest in participation in the NASA mission GLAST - a super-EGRET project in the high-energy range (>30 MeV). Furthermore the prototype development of an improved Compton telescope has been intensively pursued in the last year. In this instrument the Compton-scatter detector consists of position-sensitive silicon-strip detectors, allowing a direct measurement of the track of the Compton electron. With a telescope of this type an order-of-magnitude improvement in sensitivity over that of COMPTEL can be achieved.

Die wichtigsten im Jahre 1998 erzielten Ergebnisse der Teleskope COMPTEL und EGRET sowie die Konzeptionen des Spektrometers INTEGRAL und des verbesserten Compton-Teleskopes (MEGA), werden im folgenden ausführlich dargestellt. So ist es in den vergangenen Jahren gelungen, aus COMPTEL- und EGRET-Daten vollständige Himmelskarten zu erzeugen (siehe Jahresberichte der Jahre 1996 und 1997). Im Berichtsjahr wurde zur Erstellung der COMPTEL-Karten erstmals ein neues Verfahren angewandt, das die Bestimmung absoluter Intensitäten erlaubt, die dann direkt mit der Theorie verglichen werden können.

The most important results from COMPTEL and EGRET in 1998, as well as the developments in the INTEGRAL spectrometer and the improved Compton telescope (MEGA), are described in more detail below. So it has been possible in the last few years to generate complete skymaps from COMPTEL and EGRET data (see annual reports for 1996 and 1997). In this annual report a new method for the generation of COMPTEL maps has been applied for the first time; this allows the determination of absolute intensities which can be compared directly with theoretical predictions.

Bei diesem Verfahren werden alle Beobachtungen ohne jeglichen Verlust an Information verwandt, und die zeitliche Variation des instrumentellen Hintergrundes wird berücksichtigt. Wie schon früher wird auch hier der Hintergrund aus Beobachtungen bei hohen galaktischen Breiten bestimmt, bei denen der Beitrag der galaktischen Emission klein ist.

Complete sky maps of the continuum emission at MeV energies have been produced using a new approach which allows the absolute intensities to be compared directly with theory. The new approach uses explicitly all the observations without loss of information and allows the time-dependence of the background to be determined. As in previous work the critical instrumental-background estimates are based on observations towards high latitudes where the Galactic emission is small.

Wegen der komplizierten und komplexen Antwortfunktion von COMPTEL ist der Computeraufwand für dieses neue Verfahren beträchtlich, weshalb das Verfahren an normalen Rechnern auch gar nicht durchführbar ist. Zum Glück stehen uns die Parallel-Rechner des Rechenzentrums in Garching zur Verfügung, so daß für jede einzelne Beobachtung die Antwortfunktion separat erstellt werden kann. Nach erfolgreichen Testläufen an der Cray T3E im Garchinger Rechenzentrum (RZG) wurden dort schließlich vollständige Himmelskarten erstellt, die auf insgesamt 240 Beobachtungen aus den Missionsphasen 1 bis 6 in den Jahren 1991-1997 basieren. Für diese Aufgabe wurden 240 T3E-Prozessoren benötigt.

Because of the complex response function of COMPTEL, the computer resources required for this approach are very large, and in fact nearly impossible on normal computers, but in our institute we are able to take advantage of parallel computing techniques since the response calculation for each observation can be assigned to its own processor. After a pilot investigation, demonstrating the feasibility of this technique, an application for time on the Cray T3E of the RZG Garching was successfully made. A series of full skymaps was then generated using all 240 observations from Cycles 1-6 of the mission (1991-1997). For these computations 240 T3E-processors were needed.

Abb. 2.36 zeigt die neuen Himmelskarten in den Energiebereichen 1-3 MeV, 3-10 MeV und 10-30 MeV sowie die entsprechenden Intensitäts-Profile in galaktischer Länge und Breite. Die galaktische Ebene ist deutlich sichtbar und einige galaktische und extragalaktische Quellen, über die schon in den Vorjahren berichtet worden war, zeichnen sich ab. Die Breitenprofile sind besonders wichtig. Aus ihnen erkennt man, daß die Verteilung breiter ist als man aufgrund der atomaren und molekularen Gasverteilung erwarten würde. Wir vermuten daher, daß der dominante diffuse Erzeugungsprozeß inverse Compton-Emission ist, die bei der Streuung von Elektronen der kosmischen Strahlung am interstellaren Photonenfeld im Halo der Milchstraße entsteht. Unterhalb von 3 MeV dürfte der größte Anteil der beobachteten Gamma-Intensitäten jedoch auf die Emission unaufgelöster Punktquellen zurückzuführen sein – wie z.B. auf Supernovaüberreste.

Fig. 2.36 shows skymaps in the 1-3 MeV, 3-10 MeV and 10-30 MeV energy ranges and the corresponding latitude and longitude profiles. The Galactic plane stands out as well as both Galactic and extragalactic sources as reported in the previous annual report. The latitude profiles are of great interest since they show that the emission is broader than that of atomic and molecular gas and suggests that the dominant diffuse process is inverse-Compton emission from scattering of cosmic-ray electrons on the interstellar radiation in a large halo around the Galaxy. However below 3 MeV much of the gamma-ray flux is more likely due to populations of unresolved point sources, such as supernova remnants.

Aus dem Energiespektrum der diffusen galaktischen Emission (Abb. 2.37) ergeben sich einige bisher ungeklärte Fragen. Insbesondere wird bei Energien oberhalb von 1 GeV eine Intensität beobachtet, die größer ist als die, die man auf Grund der Wechselwirkung der kosmischen Strahlung mit dem interstellaren Gas erwarten würde. Eine mögliche Deutung besteht darin, daß das direkt gemessene, lokale Protonenspektrum nicht typisch für die gesamte Milchstraße ist. Wäre das mittlere Spektrum härter als das lokale, könnte man den Exzeß verstehen. In diesem Falle sollte man allerdings eine höhere Intensität an sekundären Antiprotonen und Positronen erwarten als tatsächlich beobachtet wird. Alternativ könnte man spekulieren, daß der Exzeß auf inverse Compton-Emission eines sehr harten Elektronenspektrums zurückzuführen ist. Die dafür erforderlichen Elektronen hätten Energien oberhalb etwa 100 GeV. Deren Intensität dürfte in der Milchstraße große Inhomgenitäten zeigen, da die Elektronen starken, örtlich unterschiedlichen Energieverlustprozessen ausgeliefert sind. Durch geeignete Wahl eines Elektronenspektrums und eine geringfügige Modifikation des lokal gemessenen Protonenspektrums ließe sich das gemessene Gammaspektrum oberhalb 30 MeV erklären. (s. Abb. 2.37).

The energy spectrum of the diffuse Galactic continuum emission presents several puzzling features (Fig. 2.37). The main one is the excess above 1 GeV relative to the flux expected from interactions of cosmic-ray protons with the interstellar gas, which was expected to dominate in this range. One possibility is that the local directly measured proton spectrum is not typical of the large-scale Galactic environment; if the average spectrum is harder then the gamma-rays could be explained. But we have been able to show that such a scenario would produce a flux of secondary antiprotons and positrons which are in excess of recent measurements. Alternative theories have therefore been sought; most promising is inverse-Compton emission from a hard electron spectrum, the locally measured electron spectrum above 100 GeV (the relevant range for GeV inverse-Compton gamma rays) being strongly affected by energy losses and therefore very inhomogeneous so that local measurements are not necessarily typical. By postulating both a hard electron spectrum and a slightly modified proton spectrum, it is possible to reproduce the observed spectrum above 30 MeV (see Fig. 2.37).

Unterhalb von 30 MeV ist die beobachtete Gamma-Intensität ebenfalls stärker als man aufgrund unserer Kenntnisse über das Elektronenspektrum der kosmischen Strahlung (und der resultierenden Radio-Synchrotronstrahlung) erwarten würde. Insbesondere die Radio-Synchrotronstrahlung schließt ein steiles Elektronenspektrum aus, das erforderlich wäre, um die Gamma-Daten als Bremsstrahlung und/oder inverse Compton-Strahlung zu deuten. Daher vermuten wir, daß die Gammastrahlung unterhalb 30 MeV im wesentlichen von unaufgelösten Punktquellen herrührt – wie Supernovaüberresten und Röntgen-Binärsystemen. Messungen im harten Röntgenbereich von OSSE, Ginga und RXTE legen nahe, daß die diffuse Emission in der inneren Galaxis unterhalb von 100 keV in Wirklichkeit von Punktquellen herrührt, so daß der Übergang von Quell-Emission zu wirklich diffuser Emission wahrscheinlich bei Energien von einigen MeV erfolgt.

Below 30 MeV the observed emission is again more than expected using the best current estimates of the cosmic-ray electron spectrum including constraints from Galactic synchrotron radiation. The latter precludes the steep electron spectrum which would be required to explain the gamma-ray emission as bremsstrahlung or inverse Compton. For this reason we are led to suggest that this emission is actually dominated by unresolved point-sources, such as supernova remnants or black-hole binaries. Hard X-ray measurements by OSSE, GINGA and RXTE suggest that point-source populations produce the 'diffuse' emission from the Galactic ridge below a few 100 keV, so that the switchover from sources to truly diffuse emission must occur at some energy, and we suspect this to be in the few-MeV range.

Es liegen jetzt auch Indizien vor, daß es einen größeren Halo der Milchstraße im Gammalicht gibt – im Einklang mit neueren Erkenntnissen aus Messungen über die Elementhäufigkeiten in der kosmischen Strahlung. Solch ein Halo sollte eine Ausdehnung von 4 bis 10 kpc haben. Einen überzeugenden Hinweis für die Existenz eines solchen Halos liefert die galaktische Breitenverteilung der Gamma-Emission: In Abb. 2.38 ist das von EGRET gemessene Breitenprofil im Energiebereich von 70-100 MeV mit den Erwartungen aus einem 4 kpc-Halo-Modell verglichen. Die ausgezeichnete Übereinstimmung von Messung und Theorie läßt vermuten, daß der Halo durch inverse Compton-Emission entsteht. Das würde allerdings bedeuten, daß der Beitrag der galaktischen Emission bei hohen Breiten generell groß ist, so daß man die Emission auch bei der Bestimmung des kosmischen Hintergrundes berücksichtigen muß.

Evidence has also accumulated for the existence of a large Galactic gamma-ray halo, which seems to support our recent studies of cosmic-ray composition which suggest that the halo extends between 4 and 10 kpc above the plane. Direct gamma-ray evidence for such a halo is shown in Fig. 2.38, where the EGRET 70-100 MeV latitude distribution is shown, compared to a model with a 4 kpc halo. The good agreement suggests that the halo is here visible via its inverse-Compton emission. This also would mean that the contribution of Galactic emission to the high-latitude intensity is large, so that estimates of the extragalactic diffuse emission will have to be revised accordingly.

Die Untersuchungen über den radialen Gradienten der diffusen galaktischen Gamma-Emission wurden fortgeführt (s. Jahresbericht 1997), wobei die Lösung der zweidimensionalen Diffusions-Advektionsgleichung, unter Einbeziehung von anisotroper Diffusion und radial variierender Advektion eine Verteilung der Gamma-Intensität ergibt, die wie ein Potenzgesetz mit dem Radius abnimmt, im Gegensatz zu einer exponentiell abnehmenden radialen Quellenverteilung (Breitschwerdt, Dogiel & Völk).

The investigation of the radial gradient of the diffuse Galactic gamma-ray emission was continued (see annual report 1997), whereby the solution of the two-dimensional diffusion-advection equation yields a distribution of the gamma-ray intensity, which - in contrast to an exponential-decreasing radial source distribution - decreases with the radius like a power law (Breitschwerdt, Dogiel & Völk).

6 with high confidence

Vela, Crab, Geminga, B1706-44, B1055-52, B1951+32

66 with high significance

Auf der Grundlage von EGRET-Himmelskarten wurde 1998 der dritte EGRET Quellkatalog zusammengestellt (3EG, Hartman et al.). Er enthält ca. 271 Gammastrahlungsquellen im Energiebereich größer 100 MeV aus EGRET-Beobachtungen der ersten vier Jahre der CGRO-Mission. Die Klassifikation der Quellen ist in Tabelle 2.1 aufgelistet. Die Positionen dieser Quellen sind in Abb. 2.39 gezeigt. Während die Anzahl der identifizierten Gammastrahlungsquellen nur unwesentlich größer als in den vorherigen Katalogen geworden ist, überwiegen jetzt deutlich Gammastrahlungsquellen, die gegenwärtig nicht mit Objekten in anderen Wellenlängen assoziiert werden können. Damit verbleibt die Identifizierung von über 60 % aller EGRET-Quellen eine wesentliche Aufgabe zur Erforschung der Natur des Gammastrahlungshimmels.

In 1998 the Third EGRET catalog of gamma-ray point sources (3EG, Hartman et al.) was compiled. It contains about 271 gamma-ray point sources above 100 MeV from EGRET observations during the first four years of the CGRO mission. The classification of the sources is given in Table 2.1. The positions of these sources are shown in Fig. 2.39. Although the number of identified gamma-ray sources is just slightly increased compared to the earlier catalogs, the majority of the catalog sources are now sources without unique counterparts at other wavelengths. Therefore the identification problem of more than 60% of all detected EGRET-sources remains an outstanding task for the future of high-energy astronomy.

EGRET has detected with high significance gamma-ray emission (>30 MeV) from 6 pulsars: 5 classical radio pulsars and the radio-dim pulsar Geminga. The electromagnetic luminosity of these young pulsars is dominated by the emissions at high energies, from hard X-rays to gamma-rays. The meanwhile accumulated long exposure times for the brightest pulsars has produced an unprecedented database (number of photons with E>100 MeV: Crab 4500 , Vela 11500 and Geminga 4800 ), which has been used to analyse in great detail the lightcurves and their pulsed components. Comparison between the pulsed gamma-ray emissions and the lightcurves observed in other spectral bands (radio to X-rays, upper limits at TeV energies) will lead to further insights into the locations and causes of the high-energy radiation processes in a pulsar's magnetosphere. The energy spectrum of the pulsar PSR B1509-58 has been measured by COMPTEL for the first time up to 30 MeV. This relative young pulsar has a spectral shape that is different from that of other gamma-ray pulsars: its luminosity spectrum peaks around 10 MeV, and above 100 MeV this pulsar is not detectable anymore (see Fig. 2.40).

Imaging of the sky in the 1.809 MeV gamma-ray line from radioactive ²⁶Al (t ~10⁶y) traces locations of nucleosynthesis in the Galaxy with an angular resolution of a few degrees. Comparisons with spatial information of other astronomical observables, this year's studies revealed a clear correlation of massive-star traces at locations of high ²⁶Al brightness, suggesting a causal connection.

Eine Abschätzung zeigt, daß mit üblichen Annahmen für die Ionisationskraft der Strahlung und für den ²⁶Al-Ausstoß massereicher Sterne konsistente Populationsdaten resultieren. Einzelne als besonders nukleosynthese-aktiv erscheinende Regionen sind Gegenstand detaillierterer Studien. Für die Cygnus-Region wurde beispielhaft simuliert, wie eine Gruppe instantan gebildeter massereicher Sterne im Verlauf der nächsten 15 Millionen Jahre über Sternwinde und Supernovae Nukleosynthese-produkte in den interstellaren Raum verteilt. Derzeit wird diese Modellrechnung auf andere Beobachtungsgrößen wie Gasmorphologie, Radio- und Röntgen-Emission ausgedehnt, um den Konsistenztest der Modellvorstellung von massereichen Sternen als gemeinsamer Ursache zu vervollständigen. Die Vela-Region hat sich als besonders interessant erwiesen: Zum einen wurde aus verbesserten astronomisch erwarteten Quellmodellen deutlich, daß weniger der bekannte Vela-Supernovaüberrest als vielmehr andere Quellen in der Richtung des Vela Molekülwolkengürtels zum beobachteten ²⁶Al beitragen müssen. Zum anderen wurde genau in der Richtung, die durch erhöhte ²⁶Al-Emission auffällt, der Hinweis auf eine ⁴⁴Ti Punktquelle gefunden. Der damit verbundene Supernovaüberrest wird in seinem Alter durch die Zerfallszeit des ⁴⁴Ti von (nunmehr gut bekannten) 89 Jahren eingegrenzt. Am Institut wurde aus ROSAT-Daten in der gleichen Richtung ein neuer Röntgen-Supernovaüberrest gefunden, und es liegt nahe, daß es sich bei beiden Quellen um das gleiche Objekt handelt. Damit muß dieser Supernovaüberrest relativ jung und sehr nahe sein, womit uns der Nachweis des kurzlebigen Nukleosyntheseproduktes ⁴⁴Ti ein neues Beobachtungsfenster zu im Optischen durch interstellares Gas verdeckten Supernovae eröffnet (siehe auch besondere Highlight-Artikel).

The skymap derived for free-electron radio emission from 53 GHz data is the best tracer of ²⁶Al sources, in comparison with other candidates (see Fig. 2.41). Estimating the ionization power of massive stars from their UV spectrum yields population numbers consistent with the numbers that derive from dividing Galactic ²⁶Al by expected average massive-star nucleosynthesis yields. Specific regions show pronounced nucleosynthesis activity and are subject of deeper studies. In the Cygnus region, a population synthesis model had been evaluated for its ²⁶Al yield from stellar winds and supernovae over 15 million years after an assumed starburst. This model is now enhanced to predict other observables such as morphology of HI gas, X-ray and radio emission, aiming at a broader consistency check of such a starburst model. The Vela region is especially interesting: On the one hand it became clear that the known Vela supernova remnant is less important for ²⁶Al emission compared to other sources probably associated with the Vela molecular ridge and OB associations along this line of sight. On the other hand, from the direction of maximum emission a new point source of ⁴⁴Ti has been found. The related supernova remnant puts important constraints on the object, from the 89 year decay time of ⁴⁴Ti radioactivity: it must be relatively young and nearby, especially if parameters from its newly-discovered X-ray emission by ROSAT are also taken into account. This discovery nicely demonstrates the new observational window to supernova research opened with ⁴⁴Ti gamma-rays (see also specific highlight articles in this report).

Nach mehr als sieben Jahren im Orbit hat EGRET inzwischen etwa 90 Kerne aktiver Galaxien (AGN) bei Gamma-Energien oberhalb 100 MeV nachgewiesen. COMPTEL hat im Bereich der niederenergetischen Gamma-Strahlung (0.75-30 MeV) bisher 10 AGN detektiert: 9 sogenannte Blasare und die Radiogalaxie Centaurus A. Einige davon sind für den Energiebereich 10 – 30 MeV in Abb. 2.42 gezeigt. Fünf dieser AGN wurden im Laufe der Mission mehrmals nachgewiesen, die anderen fünf nur während bestimmter Zeitperioden. Die signifikanteste Quelle ist der Quasar 3C 273, der in etwa 80% aller Virgo-Beobachtungen "sichtbar" ist. Die Detektionen bzw. Nicht-Detektionen deuten auf Zeitvariabilität der MeV-Emission im Bereich von Wochen und Monaten hin. Die Blasar-Spektren sind zu Zeiten, in denen EGRET einen starken Gamma-Ausbruch mißt, meist deutlich härter als im zeitlichen Mittel. Dies legt nahe, daß hauptsächlich die höheren COMPTEL-Energien (>3 MeV) den EGRET-Flare mitmachen.

After being more than seven years in orbit, EGRET has detected roughly 90 Active Galactic Nuclei (AGN) at energies above 100 MeV. COMPTEL, observing lower-energy g -rays (0.75 - 30 MeV) has so far detected 10 AGN: 9 blazars and the radio galaxy Centaurus A. Some of those are shown for the energy range 10 – 30 MeV in Fig. 2.42. Five of them have been detected several times along the course of its mission, the others only once during certain individual time periods. The most significant AGN is the quasar 3C 273, which is "visible" in roughly 80% of all Virgo pointings. The detections and non-detections indicate time variability of the MeV-emission on timescales of weeks to months. The blazar spectra during time periods when EGRET measures a strong flare (> 100 MeV) are mostly harder than the time-averaged spectra, indicating that mainly the upper COMPTEL energies (>3 MeV) follow these high-energy flares.

Bei der Analyse einer 7-wöchigen, ununterbrochenen Virgo-Beobachtung mit CGRO, wurde von EGRET der bisher stärkste Gamma-Ausbruch des Quasars 3C 273 beobachtet. Für etwa 2 Wochen war 3C 273 so hell wie vor etwa 20 Jahren von COS-B gemessen, als 3C 273 noch die einzige bekannte Aktive Galaxie bei diesen Energien war. Das Interessante an dieser Beobachtung ist, daß dieser Flare von COMPTEL nicht beobachtet wurde. Dies legt nahe, daß er hauptsächlich ein Hochenergie-Phanomän (>100 MeV) ist. Die "Unsichtbarkeit" des Flares für COMPTEL ist mit dem härteren Spektrum konsistent. Diese Beobachtung erlaubt eventuell Hinweise auf das relativistische Elektronenspektrum, das, den Modellen zur Folge, letztendlich die g -Emission erzeugt.

An analysis of a continuous, 7-week CGRO observation of the Virgo region revealed the strongest g -ray flare of 3C 273 ever observed by EGRET. For roughly two weeks, the source was as bright as measured by the COS-B satellite 20 years ago, when 3C 273 was the only AGN known to emit at these energies. The most intriguing fact of this observation is, that COMPTEL - although observing simultaneously - did not observe any flare at all at low energies. This fact indicates that the observed flare is mainly a high-energy (>100 MeV) phenomenon. Its non-detection with COMPTEL is consistent with its spectrum, which turns harder during the flare period. This observation may reveal properties of the electron spectrum, which is thought to be finally responsible for the g -ray emission.

Die Untersuchungen des Spektrums der diffusen kosmischen Gamma-Hintergrundstrahlung ist im Laufe des letzten Jahres weiter verfeinert worden. So erlaubt z. B. die Identifizierung von nunmehr 8 verschiedenen Isotopen im instrumentellen Hintergrung unterhalb von 4,3 MeV die Subtraktion aller wesentlichen instrumentellen Linien. Darüber hinaus wurde die Analyse auf die Himmelsregionen bei galaktischen Breiten oberhalb von etwa 30^o ausgedehnt, wodurch die Isotropie des diffusen Gamma-Hintergrundes auf Skalen größer als etwa 1,5 sr untersucht werden konnte.

The analysis of the cosmic diffuse gamma-ray background has been further refined over the last year. For example, all major instrumental-background lines can now be subtracted from the spectrum based on the identification of eight different background isotopes. Furthermore, the analysis has been extended to cover the sky at galactic latitudes above about 30^o, allowing us to study the isotropy of the diffuse gamma-ray background on scales greater than about 1.5 sr.

Das resultierende Spektrum bestätigt frühere Ergebnisse und ist verträglich mit Extrapolationen der bei niedrigeren (HEAO) und höheren (EGRET) Energien gemessenen Spektren. Es deutet sich ein Übergang von einer weichen, niederenegetischen Komponente zu einer härteren, hochenergetischen Komponente bei einer Energie von wenigen MeV ab. Auf Skalen größer als 1,5 sr sind keine signifikanten Abweichungen der Intensität von der Isotropie feststellbar. Die maximalen Abweichungen von der Isotropie sind bei einer Konfidenz von 95 % auf 25-45 % beschränkt. Die überlagerte Emission unaufgelöster Punktquellen scheint den Beitrag echter diffuser Prozesse zur diffusen kosmischen Gamma-Hinter-grundstrahlung zu dominieren.

The resulting spectrum confirms earlier results and is consistent with extrapolations of spectra obtained at lower (HEAO) and higher (EGRET) energies. A transition from a soft, low-energy component to a hard, high-energy component is indicated at an energy of a few MeV. On scales greater than about 1.5 sr no significant deviations from isotropy could be found. An upper limit of 25-45 % is obtained on the maximum relative deviations from isotropy at the 95 % confidence level. It seems that emission from unresolved point sources is dominating the contributions from truly diffuse processes to the cosmic-diffuse gamma-ray background.

Von den neuen sich in Vorbereitung befindlichen Gamma-Missionen ist vor allem INTEGRAL zu nennen. Für diesen Satelliten entwickelt das MPE das Antikoinzidenzsystem für das INTEGRAL-Spektrometer SPI. Seine Entwicklung und sein Bau konnte mit der Fertigung und Auslieferung des elektronischen Modells (EM) und zweier Strukturmodelle (SSTM und STM) an die CNES und die ESA erfolgreich fortgeführt werden. Zwar gab es bei der Entwicklung der Elektronik zunächst Probleme, die aber im Verlauf des Jahres gelöst werden konnten, so daß die Entwicklung- und Testphase dieses Projektes mit dem CDR im Oktober 1998 erfolgreich abgeschlossen werden konnte. Damit konnte mit der Fertigung der Flughardware (Phase D) begonnen werden, die von einem Konsortium der Industrie (den Firmen Dornier-Satellitensysteme GmbH und Jena-Optronik GmbH des Daimler-Chrysler-Aerospace Konzerns) durchgeführt wird. Neben der Koordinierung der Aktivitäten bei der Industrie oblag dem MPE auch die Beschaffung der BGO-Kristalle und der Photomultiplier, die nach umfangreichen Eingangs- und Abnahmetests der Industrie zur weiteren Integration zur Vergügung gestellt wurden. Auch wenn es beim INTEGRAL-Projekt einige Verzögerungen gegeben hat, so wird dieses Gamma-Observatorium nach den gegenwärtigen Planungen noch im Jahre 2001 in eine Erdumlaufbahn gebracht werden, so daß es ab dem Jahre 2002 der wissenschaftlichen Gemeinschaft für Beobachtungen zur Verfügung stehen wird.

Of the new g -ray missions, which are in preparation, one has to mention especially INTEGRAL. For this satellite MPE is developing the anticoincidence subsystem for the INTEGRAL-spectrometer SPI. Its development and manufacturing could be successfully continued with the manufacturing and delivery of the electronical model (EM) and two structural models (SSTM and STM) to CNES and ESA. Problems, which arose during the development of the electronics, could be solved in the course of the year so that the development and test phase of this project could be finished successfully with the CDR in October 1998. With this, the manufacturing of the FM hardware (phase D) could be begun, which will be performed by an industrial association (the companies Dornier-Satellitensysteme GmbH and Jena-Optronik GmbH of the Daimler-Chrysler-Aerospace company). Besides the coordination of the activities at the industrial sites, MPE was also responsible for the procurement of the BGO crystals and the photomultiplier tubes, which could be placed after extensive incoming and acceptance tests at the disposal of the industrial companies for further integration. Even though the INTEGRAL project was faced with some delays, this g -ray observatory will, according to the present planning, still be put into orbit in the year 2001, which means that it will be at the disposal of the scientific community for observations from the beginning of the year 2002.

Die Gammagruppe verfolgt auch mit großem Interesse die Entwicklung des EGRET-Nachfolge-Teleskops im Hochenergiebereich, GLAST (Gamma-Ray Large-Area Space Telescope), dessen Start im Jahre 2005 geplant ist. Wir sind bestrebt, bei GLAST mit der Erstellung von Analyse-Software beizutragen, da die Hardware-Entwicklungen der verschiedenen GLAST-Komponen-ten bereits begonnen haben. Damit wäre eine Fortführung unseres seit 30 Jahren bestehenden Engagements in der Hochenergie-Gammaastronomie auch in der Zukunft möglich.

With great interest our group is also accompanying the development of the next-generation g -ray telescope, GLAST, the Gamma-ray Large Area Space Telescope. This telescope is scheduled for launch in 2005. Because the hardware activities to build components of the GLAST instrument already had begun, we intend to develop analysis software in order to continue our 30 year involvement in high-energy g -ray astronomy in the future.

Im Mittelpunkt der Detektorentwicklung steht der Prototyp einer Mittel-Energie-Gamma-Astronomie Kamera (MEGA) nach dem Prinzip des Compton-Teleskops. Hier kommen Silizium-Streifendetektoren und ortsauflösende CsI-Kalorimeter mit Photodioden zur Anwendung. Beide Detektortypen werden mit weitgehend integrierter Elektronik ausgelesen. (Abb. 2.43. und 2.44 ).

The activities in the field of new detector developments focus on the Medium-Energy-Gamma-Astronomy camera (MEGA). It uses silicon-strip detectors and position-sensitive CsI calorimeters with photodiode readout, both coupled to highly integrated electronics. (Fig. 2.43 and 2.44).

Photonen wechselwirken zuerst in einem Spurdetektor und werden dann in einem Kalorimeter absorbiert. Im Falle einer Compton-Wechselwirkung wird das Rückstoßelektron in einem Stapel von Silizium-Streifendetektoren abgebildet, im Falle einer Paarerzeugung das e⁺e^--Paar. Die Absorption des gestreuten Photons, bzw. des e⁺e^--Paares, wird im CsI-Szintillator dreidimensional aufgezeichnet. Der komplette Satz an Meßgrößen für jedes Photon wird eine direkte Rekonstruktion seiner Parameter (Einfallsrichtung, Energie und eventuell Polarisation) ermöglichen. Aus den Daten vieler Photonen erhält man dann das Bild der radioaktiven Isotope vor der Kamera.

Photons first interact in a tracker and are then absorbed in the calorimeter. The recoil electron in the case of a first Compton interaction is imaged in the stack of silicon-strip detectors as well as the e⁺e^--pair in the case of a pair-creation event. The absorption of the scattered photon or the e⁺e^--pair is recorded in a CsI-scintillator array with resolution in 3 dimensions. The full set of measurements for each photon will allow to directly reconstruct its parameters (direction of incidence, energy and eventually its polarisation). From counting many photons one then obtains the image of the radioactive isotopes in front of the camera.

Das OPTIMA-Photometer ("Optical Pulsar Timing Analyzer" = schnelles Pulsarphotometer) soll zur Untersuchung von schnellen (ms) optischen Variationen in Hochenergiequellen dienen. Dabei sollen sowohl von periodischen (Pulsare) als auch von unregelmäßig veränderlichen optischen Quellen (z. B. Kandidaten für schwarze Löcher in Binärsystemen) einzelne Photonen gemessen und aufgezeichnet werden. 1998 wurde OPTIMA durch den Anbau einer Leiteinrichtung (CCD Kamera zur kontrollierten Erfassung der Zielsterne) weiterentwickelt. Außerdem wurde die Elektronik für die Versorgung und Auslese der Detektorelemente (Avalanche Photodioden (APD) und PMT) und der Aufbau der APD Kühlung verbessert. Die Meßkampagne (Crab und Geminga Pulsare) im Januar 1998 am 3.5 m Teleskop auf dem Calar Alto war durch schlechte Witterung ohne Ergebnis geblieben. Wir konnten jedoch Ende 1998 und im Januar 1999 die Funktion von OPTIMA sowohl am 1.3 m Skinakas Teleskop als auch am 3.5 m Teleskop auf dem Calar Alto zeigen.

The OPTIMA photometer (‘Optical Pulsar Timing Analyzer’) is intended for the investigation of fast optical variations (ms) in high-energy sources. The instrument detects and records single photons from periodic (pulsars) as well as from irregular variables like, e. g., black-hole candidates in binary systems. In 1998 a guidance and acquisition system (CCD camera) was added to OPTIMA and the electronics for supply and readout of the detector elements (avalanche photodiodes (APDs) and a PMT) was improved. Measurements on the Crab and Geminga pulsars in January 98 (using the 3.5 m telescope on Calar Alto) failed due to bad wheather. Further trials at the 1.3 m Skinakas telescope (Nov 98) and the 3.5 m telescope on the Calar Alto (Jan 99) proved, however, the functionality of OPTIMA.

Die GRO-Projekte COMPTEL und EGRET werden durch Mittel der DARA/DLR gefördert unter 50.QV.90968 und 50.QV.90955. INTEGRAL wird von der DLR unter 50.OG.9503.0 gefördert und MEGA unter 50.TT.97389. Wir wurden aus Mitteln der Verbundforschung unterstützt (50.OR.9701.4).