MPE Jahresbericht 1999 - Kapitel 2 (Labor) / MPE Annual Report 1999

MPE Jahresbericht 1999 / MPE Annual Report 1999

Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

3. Galaxien und AGN	3. Galaxies and AGN
Unsere Arbeiten zu Galaxien und Aktive Galaktische Kerne (AGN) überdecken Prozesse und Dynamik des nächstgelegen galaktischen Kerns, dem Kern der Milchstraße, bis zu entfernten Quasaren. Mit den Gamma-Strahlenexperimenten COMPTEL und EGRET untersuchen wir die Hochenergiestrahlung von BLASARen und sondieren dabei den inneren Bereich eines relativistischen Jets. Im Röntgenbereich untersuchen wir mit ROSAT, ASCA und RXTE die energiereichen Vorgänge in Kernregionen, Scheiben und Halos von Galaxien, indem wir Spektren und zeitliche Veränderungen von Röntgendoppelsternen und Supernovaüberresten in den nächstgelegen Galaxien, Super-Blasen und -Winde in Starburst Galaxien sowie aktive Kerne und großräumige Materieausflüsse in Quasaren studieren. Mit Hilfe der Röntgenstrahlung konnten insbesondere auch Absorptionsmechanismen in nahen ultra-leuchtkräftigen Galaxien und sehr entfernten Quasaren untersucht werden. Mit Hilfe von ISO und bodengebundenen Instrumenten vom Infrarot bis zum Millimeter Bereich werden staubhaltige verdunkelte Gebiete in Galaxien sondiert, die in anderen Wellenlängenbereichen nicht direkt beobachtbar sind. Die Hauptergebnisse zeigen, dass in unserer Milchstraße und in anderen Galaxien massive Schwarze Löcher existieren. Das Interesse gilt den Energiequellen und der Entwicklung von ultra-leuchtkräftigen Infrarot- und verschmelzenden Galaxien, der Dynamik und Merkmale von Sternen und Gas innerhalb der zentralen ~kpc-Region von AGN, sowie den Eigenschaften von Starburst Galaxien.	Our work on galaxies and AGN covers topics ranging from the processes and dynamics of the nearest galaxy nucleus, our own Galactic Center to those of distant quasars. With the g -ray experiments COMPTEL and EGRET we are investigating the high-energy emission from blazar-type AGN, probing the inner region of a relativistic jet. In X-rays with ROSAT, ASCA, and RXTE we probe the energetic processes in nuclear regions, disks and haloes of galaxies. We cover scales from X-ray binaries and supernova remnants in the nearest galaxies, to superbubbles and superwinds in starburst galaxies, to active nuclei and large-scale outflows in energetic quasars in spectral and time variability investigations. The X-rays also have provided an important means of studying absorption mechanisms in nearby ultraluminous galaxies as well as very distant quasars. Observations with ISO and ground based instruments in the infrared to millimeter range are used as tools to probe dusty, obscured regions in galaxies which are not directly observable at other wavelengths. The key issues are the existence of massive black holes in our Galaxy and other galaxies, the power sources and evolution of the ultraluminous infrared galaxies and mergers, the dynamics and properties of the stars and gas within the central ~kpc of AGN, and the properties of starburst galaxies.
3.1 Nahe Galaxien bei hohen Energien	3.1 High Energy View of Nearby Galaxies
Das Studium der Röntgenquellklassen in nahen Galaxien liefert Informationen über ihre Sternbildungshäufigkeit und erlaubt interessante Statistiken zur Verteilung galaktischer Röntgenquellen. Dabei können aussergewöhnliche Objekte entdeckt werden.	Studying the inventory of X-ray sources in nearby galaxies yields information on their star formation activity and provides interesting statistics on galactic X-ray source populations with the possibility to discover exceptional objects.
Zur Untersuchung der Röntgenquellpopulation der Magellanschen Wolken (MCs) wurden alle 250 ROSAT PSPC Pointierungen ausgewertet und >750 LMC und 520 SMC Quellen oberhalb einer Leuchtkraft von 7´ 10³³ erg s^-1 gefunden (Abb. II-23). Wir konnten einen signifikanten Anteil der Röntgenquellen identifizieren und viele vorher unbekannte Quellen klassifizieren, als auch Sterne im Vordergrund und AGN im Hintergrund bestimmen. Mit den beinahe 400 identifizierten und klassifizierten Röntgenquellen konnten wir erste statistische Untersuchungen der Quellpopulation in diesen nahen Galaxien durchführen, die z.B. zeigen, dass Röntgendoppelsterne und extrem weiche Röntgenquellen räumlich nicht homogen verteilt sind. Extrem weiche Quellen findet man nur in der Nähe des optischen Balken in der LMC und um den Hauptkörper der SMC. Sie kommen wahrscheinlich auch innerhalb der dichten Sternregionen der MCs vor, werden jedoch wegen ihres extrem weichen Röntgenspektrums durch Gas und Staub verdeckt. In und um die Super-Blase LMC4 wurde eine deutliche Anhäufung von massereichen Röntgendoppelsternen gefunden, die wahrscheinlich durch den Stern-entstehungsvorgang gebildet wurden, der auch die Blase hervorgerufen hat. Die vergleichsweise grosse Zahl von massereichen Doppelsternen in der SMC kann durch ein Sternbildungsereignis vor ca. 10 - 20 Millionen Jahren erklärt werden. So lange dauert es, bis sich der massereichere Stern frühen Typs in einem Doppelsternsystem zu einem Neutonenstern entwickelt hat, der Masse aus dem Sternwind des Begleiters akkretiert, d.h. bis sich ein Be/Röntgendoppelstern gebildet hat, den wir heute sehen.	A study of the X-ray source population of the Magellanic Clouds (MCs) covering 59 deg² of the LMC and 18 deg² of the SMC (Fig. II-23) in the total of 250 ROSAT PSPC pointings, yielded more than 750 discrete X-ray sources in the LMC and about 520 in the SMC region with luminosities L_x > 7´ 10³³ erg s^-1. We have been able to identify a significant fraction and to classify many previously unknown X-ray sources in the MCs, as well as to identify foreground stars and background AGN. With the sample of nearly 400 identified and classified X-ray sources we have been able to make the first statistical studies of the source populations in these nearby galaxies. The first results reveal e.g. an inhomogeneous spatial distribution of X-ray binaries and supersoft X-ray sources. The latter are found only around the optical bar of the LMC and around the main body of the SMC. Supersoft sources probably also exist inside the dense stellar regions of the MCs but gas and dust hide these very soft X-ray spectrum objects. A significant concentration of high mass X-ray binaries was found in and around the supergiant shell LMC4. These were probably born in the star formation event which created the shell. The relatively large number of high mass X-ray binaries in the SMC may also be explained by a star formation event, which occurred about 10 - 20 Million years ago. This is the time required to evolve the more massive early type star in a binary system into a neutron star accreting stellar wind from the companion star and to form the Be/X-ray binaries we see today.
	Abb. II-23: Belichtungszeitkorrigiertes 0.5 - 2.0 keV Bild der zusammengesetzten ROSAT PSPC Beobachtungen in der SMC Region. Fig. II-23: Exposure corrected 0.5 - 2.0 keV image of the combined ROSAT PSPC observations in the SMC region.
In einem extrem tiefen (229 ks) ROSAT HRI Bild der in Draufsicht gesehenen Spiralgalaxie M101 wurde die Population von Röntgenquellen untersucht. 51 Röntgenquellen wurden dabei gefunden, von denen sich die Hälfte in der Galaxie befindet. In Verbindung mit Archivdaten wurden die räumlichen, spektralen und sich zeitlich verändernden Eigenschaften der Quellen studiert. Eingehend untersucht wurde dabei die Natur der verschiedenen superhellen Röntgenquellen, die Leuchtkräfte weit jenseits der Eddington Grenze (~2´ 10³⁸ erg s^-1) für einen ~1.4 M¤ Neutronenstern erreichen. Sie sind keine transienten hellen Röntgenquellen und scheinen das Resultat der Entstehung von schweren Sternen in der jüngeren Geschichte der Spiralarme zu sein. Drei superhelle PSPC Quellen sind mit ausgedehnten HII Regionen assoziiert. Zwei weitere HRI Quellen fallen offenbar mit ringförmigen Supernovaüberresten, oder noch wahrscheinlicher, mit Hypernovaüberresten zusammen, von denen man weiss, dass sie enorm hell im Optischen und im Radiobereich werden. Weiterhin sind zwei dieser superhellen Quellen zeitvariabel, haben ein hoch absorbiertes Spektrum, und gute Kandidaten für Röntgendoppelsternsysteme mit einem Schwarzes Loch als kompaktem Begleiter. Der Vergleich von sieben nahen Spiralgalaxien zeigte, dass die Leuchtkraftverteilung ihrer Röntgenquellen, normiert auf die Masse des neutralen Wasserstoffs der Galaxien, sehr ähnlich ist. Allerdings scheint sowohl die Anzahl der superhellen Röntgenquellen als auch die Gesamthelligkeit der Galaxien im Röntgenbereich mit der Rate der Sternentstehung in den Galaxien gekoppelt zu sein.	The X-ray source population of the face-on spiral galaxy M101 was studied through ultra-deep (229 ks) ROSAT HRI imaging. 51 X-ray sources are detected, half of which are associated with the galaxy. Combined with archival data from the ROSAT PSPC, the Einstein IPC, and the ASCA GIS, spatial, spectral, and timing properties of the X-ray sources were examined. We have explored the nature of various superluminous X-ray sources with luminosities significantly greater than the Eddington limit (~2´ 10³⁸ erg s^-1) for a ~1.4 M¤ neutron star. They are not transients and appear to result from recent massive star formation in outer spiral arms. Three PSPC sources are associated with giant HII regions. Two HRI sources are likely associated with shell-like supernova or hypernova remnants, which are known to be abnormally luminous in optical and/or radio. We also identify two sources with highly absorbed X-ray spectra and time variability as candidates for black hole X-ray binary systems. A comparison of seven nearby spiral galaxies shows that, when normalized to the HI mass, the X-ray source luminosity distributions are very similar. However, both the number of superluminous X-ray sources and the total X-ray luminosity appear to be correlated with the star formation rate of a galaxy.
Bei einer ähnlichen Untersuchung von ROSAT PSPC Beobachtungen der nahen Galaxie NGC 7793 in der Sculptor Gruppe entdeckten wir neben 7 Röntgenquellen unaufgelöste Strahlung innerhalb von 4 kpc um den Kern, die vom heißen ISM oder nicht aufgelösten Punktquellen stammen kann. Auch hier ist die hellste, zeitlich veränderliche Quelle höchst wahrscheinlich ein Röntgendoppelsternsystem mit einem Schwarzen Loch.	In a similar study of ROSAT PSPC observations of the nearby Sculptor galaxy NGC 7793 we detected 7 X-ray sources as well as unresolved emission from the hot interstellar medium and fainter point sources out to a nuclear distance of 4 kpc. Again the brightest, time variable source is most likely a candidate for a black hole X-ray binary system.
Zwei Galaxien frühen Typs, die im Röntgenbereich im Vergleich zum Optischen unerwartet hell erscheinen, sind bei der hohen räumlichen Auflösung des ROSAT HRI deutlich ausgedehnt (>200 kpc Radius), d.h. ihre Röntgenstrahlung kann nicht vom Kern stammen. IC 1262 gehört zu einer kleinen Galaxiengruppe, die die natürlichste Erklärung für die große Leuchtkraft liefert. Die Strahlung von NGC 6159 könnte denselben Grund haben, obwohl spektroskopisch bisher keine Gruppenmitgliedschaft nachgewiesen ist. Eine eigenartige, helle bogenförmige Struktur im Zentrum des IC 1262 Bildes könnte auf eine kürzliche Galaxienverschmelzung oder auf außergewöhnlich hohe Geschwindigkeiten in der Gruppe hinweisen.	Two X-ray bright early type galaxies, selected for their unusually high X-ray-to-optical flux ratios, have been observed at high spatial resolution with the ROSAT HRI. Both sources are clearly extended (>200 kpc in radius), thus excluding a nuclear origin for the X-ray emission. A small group of galaxies observed around IC 1262 could be the most natural explanation for the high luminosity observed. NGC 6159 could be similarly explained, although there are to date no spectroscopic confirmations of a group of galaxies associated with it. A peculiar very bright feature, in the form of an arc, is detected at the center of the IC 1262 image. This could be the signature of a recent merger, or of peculiarly high velocities in the group. (Filipovic, Haberl, Immler, Pietsch, Read, Sasaki, Trinchieri)
3.2 Starburst Galaxien	3.2 Starburst Galaxies
Episoden verstärkter Sternentstehung (starbursts) spielen zu allen Zeiten der kosmische Evolution eine wichtige Rolle bei der Galaxienentstehung und –entwicklung. Um den Ablauf von Starbursts und ihre Rückwirkung auf ihre Umgebung zu untersuchen, führen wir detaillierte und statistische Studien solcher Starburst-Systeme in verschiedenen Umgebungen durch.	Starburst episodes play an important role in galaxy formation and evolution at all cosmic epochs. To address the issues of starburst progression and feedback we are conducting both detailed and statistical studies of starburst systems in different environments.
Wir haben insgesamt 27 Starburst-Galaxien mit dem Spektrographen SWS (Short Wavelength Spectrometer) an Bord des Weltraumobservatoriums ISO (Infrared Space Observatory) beobachtet. Dabei konzentrierten wir uns insbesondere auf die [Ne III] 15.55 mm und [Ne II] 12.81 mm Linien (Abb. II-24). Das Verhältnis dieser beiden Linien ist ein Maß für den Anregungszustand der ionisierten Materie und somit für die zugrundeliegende Population heißer Sterne. Es ist ein wichtiges Hilfsmittel zum Studium von Starburst-Regionen. Unser Modell der Neonlinien-Verhältnisse in einem sich entwickelnden Starburst beruht auf Computercodes zur Evolutions-synthese und Photoionisation. Das Modell berücksichtigt, dass Starbursts offensichtlich verteilt über viele verschieden kompakte Sternhaufen auftreten. Unser Modell enthält die neuesten non-LTE Modellatmosphären heißer Sterne der Münchener Gruppe. Die Ergebnisse sind vereinbar mit Starbursts relativ kurzer Dauer (1 bis 10 Millionen Jahre) und einer normalen Initial Mass Function. Zusätzliche Informationen erhalten wir aus unserer vergleichbaren Analyse des Milchstraßen-Zentrums. Hier treten Widersprüche auf zwischen dem Anregungszustand der Materie, der direkten Sternzählung und dem beobachteten Alter der Sternpopulation. Diese Widersprüche deuten darauf hin, dass die gegenwärtigen Modelle stellarer Entwicklungswege korrigiert werden müssen, da massereiche Sterne offensichtlich im Vergleich zu Wolf-Rayet Sternen mehr Zeit als OB-Überriesen verbringen. Kurze Starbursts implizieren eine starke negative Rückkopplung der Starburstaktivität. Wir schlagen vor, dass diese auf einer dynamischen Rückkopplung und Austreibung des Gases beruht, nicht auf einfachem Gasverbrauch.	We have observed a sample of 27 starburst galaxies with the Short Wavelength Spectrometer (SWS) onboard the Infrared Space Observatory (ISO) focusing on the [NeIII] 15.55 µm and [NeII] 12.81 µm lines (Fig. II-24). The ratio of these lines traces the excitation of the ionized medium and hence the underlying hot star population, and is an important diagnostic for the study of starburst regions. We have modelled the Ne line ratios for an evolving starburst using a combination of evolutionary synthesis and photoionization codes, taking into account that starburst activity apparently occurs via the formation of many individual compact clusters. Our modelling includes the most recent non-LTE hot star atmospheres by the Munich group. The results are consistent with starbursts taking place in the form of relatively short events (1 to 10 million years), and with a normal non-truncated initial mass function. An additional influence may be noted from a similar analysis of the center of our Galaxy. An inconsistency between nebular excitation, stellar census, and observed age of the stellar population is found there which suggests that current evolutionary tracks must be corrected to account for massive stars spending longer times in late O/B supergiant stages rather than as Wolf-Rayet stars. Short starbursts imply a strong negative feedback of star formation activity. We suggest this to be due to dynamical feedback and expulsion of the gas rather than simple gas consumption.
	Abb. II-24: [Ne III]/[Ne II] Verhältnisse, beobachtet mit ISO-SWS für 27 Starburst-Galaxien, zur Charakterisierung ihrer Population heisser Sterne. Fig. II-24: [NeIII]/ [NeII] ratios obtained with ISO SWS for 27 starburst galaxies to characterize their hot star population.
Für vier Galaxien und die Region 30 Doradus in der Großen Magellanschen Wolke haben wir ein Inventar spektraler Emissionsbänder im mittleren Infrarotbereich erstellt. Die meisten spektralen Bänder können aromatischen Kohlenwasserstoffen zugeordnet werden und sind klassischerweise stark in Sternentstehungsgebieten, aber schwach in AGN. Das Erscheinungsbild der neu entdeckten Bänder jenseits von 13 mm variiert erstaunlich stark von Quelle zu Quelle, wenn man bedenkt, dass Galaxienspektren eine Mittelung über viele Gebiete unterschiedlicher Bedingungen darstellen. Das Spektrum einer Starburst-Galaxie wie M82 kann im Bereich 2-25 mm dargestellt werden als Überlagerung eines Spektrums aromatischer Molekülverbindungen, ähnlich den Spektren eines Reflektionsnebels, sowie eines glatt ansteigenden Kontinuums, das von kleinen Staubpartikeln verursacht wird. Die Tiefe der Silikat-Absorption ist schwer zu bestimmen und kann leicht überschätzt werden.	We have further obtained an inventory of mid-infrared spectral features of four galaxies and the 30 Doradus region in the LMC. Most features can be attributed to aromatic hydrocarbons and show the classical dichotomy of being strong in star forming environments but faint in AGN. Given that galaxy spectra average over many regions of different conditions, there is also a surprising amount of source-to-source variation in features newly detected beyond 13 µm. The 2-25 µm spectrum of a starburst like M82 can be decomposed into an aromatic feature spectrum similar to a reflection nebula plus a smoothly rising continuum due to small grains. The depth of the mid-infrared silicate absorption is difficult to determine and may often be overestimated.
In einer umfangreichen Studie der typischen Starburst-Galaxie M82, basierend auf Infrarot-Spektroskopie mit 3D und ISO-SWS, haben wir die Eigenschaften des Gases und der Sterne auf räumlichen Skalen von 25 parsec quantifiziert. Mit Hilfe von Entwicklungsmodellen konnten wir die Sternentstehungsparameter und die Geschichte der Starbursts in M82 bestimmen. Erhöhte Sternentstehung trat in einzelnen Ausbruchsgebieten auf mit ähnlichen Eigenschaften (Größen, Massenverteilung, Dauer) wie in massiven Sternentstehungsgebieten der Milchstraße und der Magellanschen Wolken. Die globale Sternentstehungsgeschichte, die sich aus diesem räumlich detaillierten Modellvergleich ergibt, ist in Abb. II-25 dargestellt. Sie offenbart zwei aufeinander folgende Starburst-Episoden mit einer Dauer von jeweils einigen Millionen Jahren (d.h. einigen wenigen O-Stern Lebensspannen), vergleichbar denen der einzelnen Ausbruchsgebiete. Solch kurze Starburst-Zeitskalen deuten auf starke negative Rückkopplung auf allen räumlichen Skalen hin.	We have undertaken a comprehensive study of the prototypical starburst galaxy, M82, with near- and mid-infrared spectroscopy from the MPE 3D system and the ISO SWS, and have derived quantitative information about the nebular gas properties and the stellar populations on spatial scales as small as 25 pc. Analyzing the data with evolutionary synthesis we have been able to constrain the star formation parameters and starburst history of M82. The starburst activity has occurred in individual burst sites with properties (size, initial mass function, burst duration) similar to those of high-mass star-forming regions in the Galaxy and in the Magellanic Clouds. The global starburst history of M82 obtained from the spatially detailed modelling is shown in Fig. II-25. It reveals two successive starburst episodes with durations of a few million years each (i.e. a few O-star lifetimes), comparable to those of individual burst sites. Such short burst timescales indicate strong negative feedback effects of starburst activity on all spatial scales.
Das uns am nächsten gelegene Paar verschmelzender Galaxien, das spektakuläre System NGC 4038/39 ("Die Antennen"), besitzt eine große Zahl (mehr als 700) junger kompakter Sternhaufen. Sechs solcher Haufengebiete haben wir durch abbildende Nah-Infrarot Spektroskopie mit 3D am AAT beobachtet, um den Gehalt an Sternen auf der Ebene einzelner Cluster zu untersuchen. Zusätzlich haben wir mit SOFI am NTT Bilder in mehreren breit- und schmalbändigen Nah-Infrarot-Filtern aufgenommen. Nah-Infrarotdaten sind entscheidend für die Untersuchung dieser jungen Haufen aufgrund des hohen Maßes an Extinktion in den Galaxien. Zudem sind die jüngsten Gebiete mit intensivster Sternentstehung noch immer eingebettet in große Mengen Gas und Staub. Mit Hilfe dieser Daten ermitteln wir die räumlich aufgelöste Sternentstehungsgeschichte und Extinktion dieses verschmelzenden Systems. Bilder und ausgewählte Spektren sind auf dem Titelbild zu sehen. Es zeigt sich, dass die Extinktion von 1 bis 8 mag reicht und sehr ungleichmäßig ist. Das Alter der hellsten Sternhaufen (im K-Band) liegt zwischen 4x10⁶ und mehreren 10⁷Jahren. Die jungen Sternhaufen in der Wechselwirkungszone enthalten massereiche, junge Sterne (>28 M¤ ) und haben eine Gesamtmasse von 2-6´ 10⁶ M¤ . Die beiden Kerne enthalten sowohl ältere und jüngere Sternentstehungsgebiete.	The nearest merging galaxies which have a substantial population (over 700!) of young compact clusters is the spectacular system NGC 4038/39 (The Antennae). We have made near-infrared field imaging spectroscopic observations with 3D at the AAT in six regions, in order to investigate the stellar contents on scales of single stellar clusters. We have also obtained images in several near infrared broad- and narrow band filters using SOFI on the NTT. Near-IR data are crucial for studying these young clusters due to the high levels of extinction across the face of the galaxies and the fact that the youngest and most intense regions of star formation are still embedded in substantial amounts of gas and dust. With these data we are deriving the spatially resolved star formation history and extinction of this merger system. Images and selected spectra are shown on the cover image. We find that the extinction in A_Vranges from 1 to 8 mag and is very patchy. The ages of the brighter clusters in the K-band are between 4´ 10⁶ and a few ´ 10⁷ years. The young star clusters in the interaction region contain massive, young stars (>28 M¤ ) and have total mass of 2-6´ 10⁶ M¤ . The two nuclei contain both older and younger star forming regions.
	Abb. II-25: Die globale Sternentstehungsgeschichte von M82. Die Sternentstehungsrate R₀pro Zeitintervall wurde integriert über die Gesamtheit der beobachteten Gebiete. Diese Kurve offenbart zwei verschiedene Star-burstepisoden, jede auf einer Zeitskala von einigen Millionen Jahren. Fig. II-25: The global star formation history of M82 obtained by integrating the star formation rate R₀ per age interval over the entire regions observed. This curve reveals two distinct starburst episodes, each with a timescale of a few million years.
Multispektrale Beobachtungen der blauen kompakten Wolf-Rayet Zwerggalaxie He 2-10 in verschiedenen Wellenlängen zeigen eine bipolare Super-Blase mit kpc Ausdehnung, die die Galaxie umgibt und sich mit Geschwindigkeiten bis zu 250 km s^-1 ausdehnt. Dass die Röntgenstrahlung räumlich mit den bipolaren Lappen zusammenfällt, deutet auf heißes Gas hin, das in den Blasen eingeschlossen ist. Solche Ausflüsse erwartet man von stellaren Winden und Supernova-Explosionen durch intensive Sternbildungsaktivität der Galaxie. Dieses Szenario paßt zu dem gefundenen steilen Radiospektralindex (a = 0.59), der auf ~3750 Supernovaüberreste hinweist.	Multi-wavelength observations of the Wolf-Rayet blue compact dwarf galaxy He 2-10 reveal a complex kiloparsec-scale bipolar super-bubble, which surrounds the galaxy and is expanding at velocities of up to 250 km s^-1. The X-ray emission is spatially well-correlated with the position of the bipolar lobes indicating that hot gas is confined inside the bubbles. Such outflows are likely to be produced by stellar winds and supernova explosions in the intense starbursts of the galaxy. This scenario is consistent with the finding of a steep overall radio spectral index (a = 0.59) that confirms the presence of ~3750 supernova remnants.
Detailuntersuchungen der nahen, von der Seite gesehenen Starburst Galaxie NGC 253 zeigen, dass die diffuse Röntgenstrahlung 80 % der totalen Röntgenleuchtkraft im ROSAT Band (5´ 10³⁹erg s^-1) ausmacht. Kernbereich, Scheibe und Halo tragen ungefähr gleich viel zur Leuchtkraft bei. Der Starburst-Kern ist hoch absorbiert und im weichen Röntgenbereich nicht sichtbar.	Detailed investigations of the near edge-on starburst galaxy NGC 253 show that diffuse X-ray emission contributes 80 % to its total X-ray luminosity (5´ 10³⁹erg s^-1) in the ROSAT band. The nuclear area, disk, and halo contributions to the luminosity are about equal. The starburst nucleus itself is highly absorbed and not visible in soft X-rays.
Mit dem HRI (Fig. II-26) wurden 27 Punktquellen in der Scheibe von NGC 253 entdeckt (Leuchtkräfte 0.7 - 30 x10³⁷ erg s^-1). Die hellste Punktquelle ist wegen ihrer hohen Röntgenleuchtkraft, Variabilität und harten Spektrum ein guter Kandidat für einen Röntgendoppelstern mit einem Schwarzen Loch. Mindestens 13 von 30 Punktquellen zeigen Zeitvariabilität und sind wahrscheinlich Röntgendoppelsternsysteme, die beinahe mit der Eddington-Grenzleuchtkraft strahlen.	With the HRI (Fig. II-26) 27 point sources are detected within the disk of NGC 253 with luminosities ranging from 0.7 to 30´ 10³⁷erg s^-1. The brightest point source is located 20" south of the nucleus at the border of a plume of diffuse X-ray emission. Its high X-ray luminosity, time variability, and hard spectrum make it a good candidate for a black hole X-ray binary. At least 13 of 30 point sources are time variable and most likely represent X-ray binaries radiating close to the Eddington limit.
	Fig. II-26: ROSAT HRI Bild von NGC 253. Entdeckte Punktquellen sind markiert. Die Struktur der überbelichteten diffusen Strahlung der Kernregion wird durch Konturlinien gezeigt. Fig. II-26: ROSAT HRI image of NGC 253. Detected point sources are marked. The structure of the over-exposed central diffuse emission is indicated by contours.
Die Komponenten der diffusen Kernstrahlung zeigen Wechselwirkungen zwischen dem galaktischen Super-Wind, der vom Starburst-Kern ausgeht, und dem dichten interstellaren Medium der Scheibe. Die Strahlung aus der Kernregion (Ausdehnung von 250 pc, Ursprung ca. 100 pc oberhalb des Kerns in Richtung SO der kleinen Achse) kann durch ein hoch absorbiertes thermisches Bremsstrahlungsspektrum (T = 14 MK, Leuchtkraft 3´ 10³⁸erg s^-1) beschrieben werden. Das Spektrum des hohlkegelförmigen Ausflusses (Öffnungswinkel 32°; Ausdehnung 700 pc entlang der SO kleinen Achse) paßt zu denselben spektralen Parametern, jedoch bei geringerer Absorption.	The diffuse nuclear emission components trace interactions between the galactic super-wind emitted by the starburst nucleus, and the dense interstellar medium of the disk. The emission from the nuclear area (extent of 250 pc, located about 100 pc above the nucleus along the SE minor axis) is best described by a highly absorbed thermal bremsstrahlung spectrum (T = 14 Million K and luminosity of 3´ 10³⁸erg s^-1). The spectrum of the hollow-cone shaped plume (opening angle 32° and extent of 700 pc along the SE minor axis) can be represented by a thermal bremsstrahlung spectrum with the same temperature as the nuclear source but lower absorption.
Die diffuse Strahlung aus der Scheibe ist stark absorbiert und folgt der Spiralstruktur. Sie kann durch das Spektrum eines dünnen thermischen Plasmas (8 MK, 1.2´ 10³⁹ erg s^-1) beschrieben werden und setzt sich höchstwahrscheinlich aus Beiträgen von verschiedenen Quellen (Röntgendoppelsterne, Supernovaüberreste, Strahlung von HII Regionen) und heißem interstellarem Gas zusammen. Strahlung aus dem Halo teilt sich auf in "koronale Strahlung" von oberhalb der Scheibe (Skalenhöhe 1 kpc) und "Strahlung aus dem äußeren Halo" 9 kpc (Abb. II-27). Im NW sehen wir die nahe Kante der Scheibe und die entfernte Halohemisphäre. Die koronale Strahlung (2.3 MK, 7.8´ 10³⁸ erg s^-1) ist nur von der nahen Seite der Scheibe (im SO) sichtbar und wird im NW durch die dazwischenliegende interstellare Materie abgeschattet. Die Röntgenkorona wird von heißem Gas über galaktische Springbrunnen aus der ganzen sternbildenden Scheibe gespeist. Temperatur und Leuchtkraft sind höher im NW als im SO (2.2 bzw. 1.4 MK, 10 bzw. 5´ 10³⁸erg s¹) und werden wahrscheinlich von einem starken galaktischen Wind aus dem Kern erzeugt. Die Tatsache, dass zur Beschreibung des Spektrums zusätzlich zu dem dünnen thermischen Plasma Strahlungsbeiträge oberhalb 0.7 keV benötigt werden, deutet auf Nicht-Gleichgewichtseffekte im kühlenden Plasma hin.	Diffuse emission from the disk is heavily absorbed and follows the spiral structure. It can be described by a thin thermal plasma spectrum (8 Million K, 1.2´ 10³⁹ erg s^-1), and most likely reflects a mixture of sources (X-ray binaries, supernova remnants, and emission from HII regions) and the hot interstellar medium. Emission from the halo is separated into "coronal emission" from above the disk (scale height 1 kpc) and "emission from the outer halo" out to 9 kpc (Fig. II-27). In the NW we see the near edge of the disk and the far component of the halo. The coronal emission (2.3 Million K, 7.8´ 10³⁸ erg s^-1) is only detected from the near side of the disk (in the SE), emission from the back (in the NW) is shadowed by the intervening interstellar medium, thus unambiguously determining the orientation of NGC 253 in space. The X-ray corona is most likely fueled by hot gas from galactic fountains originating within the entire star-forming disk. Halo temperatures and luminosities are higher in the NW than in the SE (2.2 and 1.4 Million K, 10 and 5´ 10³⁸erg s^-1, respectively) and the emission is expected to originate from a strong galactic wind emanating from the starburst nucleus. The fact that in addition to a thin, thermal plasma a component above 0.7 keV is needed to get acceptable fits points at effects of a non-equilibrium cooling plasma expanding in a fountain or wind.
	Abb. II-27: ROSAT PSPC "Farbbild" der von der Seite gesehenen Starburst-Galaxie NGC 253. Die Ellipse gibt die optische Ausdehnung der Galaxie, Kreuze zeigen HRI Quellen. Helle Punktquellen leuchten durch ihr hartes absorbiertes Spektrum blau. Die Kernregion ist überbelichtet (weiss), diffuse Strahlung aus dem heißeren, interstellaren Medium der inneren Spiralarme erscheint gelb und von dem Million K Halo Gas rot. Fig. II-27: ROSAT PSPC "color image" of the near edge-on nuclear starburst galaxy NGC 253. The ellipse gives the optical extent of the galaxy, and crosses are HRI sources found. Bright point sources are blue indicating a hard absorbed spectrum. The nuclear area is over-exposed (white), diffuse emission from hot interstellar medium in the inner spiral arms appears in yellow, emission from the Million K halo gas in red.
Während die Existenz von galaxieweiten Superwinden in nahen Starburst-Galaxien allgemein anerkannt wird, sind die detaillierte Physik dieser Ausströhmungen und die Bedingungen, die zu ihrer Bildung führen, noch weitgehend unverstanden. Um unser Verständnis dieses für die Kosmogonie wichtigen Phänomens zu erweitern, haben wir mehrere Studien der Röntgenstrahlung, der optischen Emissionslinien und der optischen Absorptionslinien in lokalen Starburst-Galaxien durchgeführt mit dem Ziel, die dynamischen, chemischen und physikalischen Eigenschaften dieser Galaxien zu untersuchen. Wir untersuchten eine gratförmige Region von Röntgen- und Ha-Emissionen etwa 11.6 kpc nördlich der Staburst/Super-wind-Galaxie M82, und werten den Zusammenhang dieser Röntgen/Ha-Region mit dem Superwind aus. Die Haupteigenschaften der Röntgenstrahlung können erklärt werden mit Schockanregung durch den Zusammenstoss des Superwindes mit einer massereichen, ionisierten Gaswolke im Halo von M82. Wenn diese Interpretation zutrifft, muss der Superwind eine Ausströmgeschwindigkeit von ungefähr 800 km s^-1, besitzen, übereinstimmend mit indirekten Abschätzungen, die auf seinen allgemeinen Röntgen-Eigenschaften und auf der Kinematik der inneren kpc Region der Ha-Filamente basieren. Das Gas in der gratförmigen Region von M82 ist um etwa zwei Größenordnungen heißer als die "Flucht-Temperatur" bezogen auf den Radius dieser Wolke, so dass dieses Gas nicht zurückgehalten werden wird.	While the existence of galaxy-scale superwinds is well established in nearby starburst galaxies, the detailed physics of these outflows and the conditions, which lead to their development are not well understood. To further our understanding of this cosmogonically important phenomenon we have undertaken several X-ray, optical emission line, and optical absorption line studies of local starburst galaxies to probe their dynamical, chemical, and physical properties. We investigated the properties of the spatially coincident X-ray and Ha emission region about 11.6 kpc to the north of the starburst/superwind galaxy M82, and evaluate the relationship of the X-ray/Ha ridge to the superwind. The main properties of the X-ray emission can be explained as being due to shock-heating driven as the superwind encounters a massive ionized cloud in the halo of M82. This interpretation would imply that the superwind has an outflow speed of roughly 800 km s^-1, consistent with indirect estimates based on its general X-ray properties and the kinematics of the inner kpc-scale region of Ha filaments. The gas in the M82 ridge is roughly two orders-of-magnitude hotter than the minimum "escape temperature" at the radius of this cloud, so this gas will not be retained.
Um die mögliche neutrale Phase im ausströmenden Material in Superwinden zu untersuchen, haben wir Spektren mittlerer Auflösung (R = einige 1000) der NaI ll 5890,5896 (NaD) Absorptions-Linie in einer Stichprobe von 32 fern-infrarot-hellen Starburst-Galaxien aufgenommen. In 18 der 32 Fälle wird die NaD-Linie hauptsächlich durch interstellares Gas produziert, während in den restlich 14 Fällen kühle Sterne einen beträchtlichen Anteil an der NaD-Linie haben. In den interstellar dominierten Fällen ist die NaD-Linie um mehr als 100 km s^-1 relativ zur Systemgeschwindigkeit der Galaxie blauverschoben, wohingegen sie in allen von Sternen beherrschten Quellen innerhalb 70 km s^-1 mit v_sys übereinstimmt. Das Absorptionslinien-Profil einer typischen Ausfluss-Quelle erstreckt sich von nahe der Systemgeschwindigkeit bis zu einer maximalen Blauverschiebung (Endgeschwindigkeit) von etwa 400-600 km s^-1. Die NaD-Linien sind optisch dick, mit abgeleiteten totalen Säulendichten des Wasserstoffs (N_H) von einigen 10²¹ cm^-2. Während die kinetische Energie im absorbierenden Material nur ca. 10% der kinetischen Energie des Starbursts beträgt, sind die implizierten Massen-Ausströmungsraten vergleichbar der Sternentstehungsrate. Dieses ausströmende Material ist offensichtlich sehr staubreich. Die Endgeschwindigkeiten der Ausflüsse (v_term) betragen 400-800 km s^-1, ähnlich den Fluchtgeschwindigkeiten für typische L_*-Galaxien und deutlich größer als die für Zwerggalaxien. Die beobachtete Beziehung zwischen Masse und Metallizität für galaktische Sphäroide ist verständlich, falls der Anteil der in Starbursts produzierten Metalle, die vom Sphäroid zurückbehalten werden, proportional ist zur Tiefe des galaktischen Potentialwalls massearmer Galaxien (v_esc<v_term~600 km s^-1) und sich vollständiger Zurückbehaltung für die massereichsten Galaxien annähert.	In order to investigate the possible neutral phase in the outflowing material in superwinds, we have obtained moderate resolution (R = few 1000) spectra of the NaI l l 5890,5896 (NaD) absorption line in a sample of 32 far-IR-bright starburst galaxies. In 18 of the 32 cases, the NaD line in the nucleus is produced primarily by interstellar gas while in the remaining 14 cases cool stars contribute significantly to the nuclear NaD line. In the interstellar-dominated sample members the NaD line is blueshifted by over 100 km s^-1 relative to the galaxy systemic velocity, while it is within 70 km s^-1 of v_sys in all the stellar dominated sources. The absorption-line profile in a typical outflow source spans the range from near the galaxy systemic velocity to a maximum blueshift (terminal velocity) of 400-600 km s^-1. The NaD lines are optically thick, with implied total hydrogen column densities of N_H~ few´ 10²¹ cm^-2. While the kinetic energy in the absorbing material is only ~10% of the kinetic energy supplied by the starburst, the implied mass outflow rates are comparable to the star-formation rate. This outflowing material is evidently very dusty. The terminal velocities of the outflows (v_term) are 400-800 km s^-1. These are close to the escape velocities for typical L_* galaxies, and substantially exceed the escape velocities from dwarf galaxies. We conclude that the observed mass-metallicity relation for galactic spheroids can be understood if the fraction of starburst produced metals retained by the spheroid is proportional to the depth of the galaxy potential well for low-mass galaxies (v_esc<v_term~600 km s^-1) and asymptotes to full retention for the most massive galaxies. (Ehle, Filipovic, Förster-Schreiber, Genzel, Haberl, Lehnert, Lutz, Mengel, Pietsch, Sturm, Thatte, Thornley, Vogler)
3.3 Zentrale Massenkonzentration im Zentrum der Galaxis	3.3 Central Mass Concentration in the Galactic Center
Das Standard-Paradigma für AGN setzt voraus, dass die Leuchtkraft der Kerne durch die Akkretion von Masse auf zentrale massereiche Schwarze Löcher erzeugt wird. Für den unzweideutigen Beweis der Existenz eines Schwarzen Loches ist es jedoch notwendig die charakteristische Massenkonzentration zu ermitteln und die Existenz eines Ereignishorizonts zu bestätigen. Unser Galaktisches Zentrum stellt eine einzigartige Möglichkeit für eine schlüssige Überprüfung des Paradigmas der Schwarzen Löcher dar. Es ist sehr nahe (R₀=8 kpc, 1"= 46 Lichttage) und es gibt eine kompakte Radioquelle (Sgr A*, Ausdehnung < 10 Lichtminuten), die als wahrscheinlicher Kandidat für ein zentrales Schwarzes Loch vorgeschlagen wurde.	The standard paradigm of AGNs assumes that the nuclear luminosities are produced by mass accretion onto massive central black holes. For unambiguous proof of the existence of a massive black hole it is necessary, however, to determine the characteristic mass concentration and verify the existence of an event horizon. Our Galactic Center provides a unique opportunity for a conclusive test of the black hole paradigm. It is nearby (R_o=8 kpc, 1"= 46 light days) and there is a compact radio source (Sgr A*, size <10 light minutes) that has been proposed as a likely candidate for the central black hole.

Abb. II-28: Stellare Eigenbewegungsvektoren in den innersten 10" der Galaxis. Links: Eigenbewegungsvektoren der Sterne frühen Typs (K£ 13), dargestellt über einer Graustufenkarte von SHARP mit einer Auflösung von 0.15". Länge und Richtung der Pfeile zeigt die Größe und Richtung der Eigenbewegung für jeden Stern an. Eine Bewegung mit 500 km s^-1 ist oben links gezeigt. Die Position von Sgr A* wird durch das weisse Kreuz markiert. Rechts: Eigenbewegung in einem Umkreis von ~0.7" um Sgr A* (der "Sgr A* Haufen"), dargestellt über einer 2.2 µm Karte mit einer Auflösung von 0.05" die mit dem Keck-Teleskop gewonnen wurde. Das Sternsymbol markiert die Position von Sgr A. Mehrere der schwächeren Sterne (S1-11) im Sgr A Haufen haben Geschwindigkeiten größer als 1000 km s^-1. Fig. II-28: Stellar proper motion vectors in the central 10" of the Galaxy. Left: proper motion vectors of early type stars (K£ 13), overlaid on a gray scale SHARP map at 0.15" resolution. The length and direction of each arrow denote the magnitude and direction of the proper motion for each star. A 500 km s^-1 motion is shown in the upper left. The white cross denotes the location of Sgr A. Right: Proper motions in the region within ~0.7"of Sgr A (the "Sgr A* cluster"), overlaid on a 0.05" resolution, 2.2 m m map obtained with the Keck telescope. The asterisk marks the position of Sgr A. Several of the faint stars (S1-11) in the Sgr A cluster have velocities in excess of 1000 km s^-1.
Wir haben eine neue Analyse der stellaren Dynamik im Galaktischen Zentrum abgeschlossen, die auf verbesserten Messungen der Geschwindigkeit am Himmel und entlang der Sichtlinie von mehr als 100 Sternen im Abstand von 0.1" bis 10" von Sgr A* basiert (Abb. II-28). Die Analyse stützt sich auf Daten aus unseren 7-jährigen Vermessungen der stellaren Eigenbewegungen mit der SHARP Kamera am ESO NTT und den Geschwindigkeiten entlang der Sichtlinie, die mit 3D am ESO 2.2 m Teleskop gewonnen wurden. Die Qualität der Daten wurde dabei so verbessert, dass wir in der Lage waren zwischen den kinematischen Eigenschaften unterschiedlicher stellarer Komponenten zu unterscheiden und signifikante Evidenz für Anisotropie und Gruppierung von Bahnen im Phasenraum festzustellen. Die stellaren Geschwindigkeiten nehmen zum Zentrum mit einem Kepler Gesetz (R^1/2) zu und mehrere Sterne in der Nähe zu Sgr A* haben Geschwindigkeiten die 10³ km ^-1 überschreiten (Abb. II-28). Abb. II-29 zeigt die daraus abgeleitete Massenverteilung. Unabhängig von der Untersuchungsmethode verlangen die Daten die Existenz einer zentralen Masse (2.9{± 0.5}´ 10⁶M¤ ), die das Potential zwischen £ 0.01 pc und 0.5 pc dominiert. Die abgeleitete Massenverteilung wird gut durch die Summe einer Punktmasse und der ausgedehnten Massenverteilung des sichtbaren Sternhaufen wiedergegeben.	We have completed a new analysis of the stellar dynamics in the Galactic Center from improved sky and line-of-sight velocities for more than 100 stars in the central region between 0.1" and 10" from Sgr A* (Fig. II-28). The analysis is based on data from our 7 years of stellar proper motion measurements with the SHARP camera on the ESO NTT, and line-of-sight velocities from spectroscopy with 3D on the ESO 2.2 m telescope. The quality of the data has improved such that we have been able to distinguish between the kinematic properties of different stellar components and find significant evidence for anisotropy and phase clustering of orbits. Stellar velocities increase to the center with a Kepler (R^-1/2) law, and several stars near Sgr A* have velocities in excess of 10³ km/s (Fig. II-28). Fig. II-29 gives the derived mass distribution. Independent of the method of analysis the data require the existence of a central mass (2.9{± 0.5}´ 10⁶ M¤ with central density ³ 10^12.6 M¤ pc^-2) dominating the potential between £ 0.01 pc and 0.5 pc. The derived mass distribution is well fit by the sum of a point mass and the extended mass distribution of the visible star cluster.
Für die sich am schnellsten bewegenden Sterne im zentralen Sternhaufen haben wir auch hochaufgelöste K-Band Spektren (l /D l ³ 3000) der Emissionslinien von HeI bei 2.058 µm und der CO-Bandenkopf Absorptionslinie bei 2.165 µm mit ISAAC am ESO VLT UT1 aufgenommen. Diese Daten zeigen klar, dass es keine starke CO-Bandenkopf Absorption im nördlichen Teil des zentralen Sternhaufens an der Position von Sgr A* gibt. Somit sind diese K~14.5 Sterne wahrscheinlich Sterne vom Typ O9 - B0.5 mit Massen zwischen 15 und 20 M¤ . Wir haben auch Brg Linienemission an der Position des zentralen Sternhaufens festgestellt, die mit der "Mini Spirale" anstatt mit Sgr A* selbst assoziiert sein könnte.	We have also taken K-band high resolution spectra (l /D l ³ 3000) of the 2.058 m m HeI and 2.165 m m emission lines and 2.29 m m CO bandhead absorption line in the fastest moving stars in the central stellar cluster with ISAAC at the ESO VLT UT1. These data demonstrate clearly that there is no strong CO bandhead absorption originating in the northern part of the central stellar cluster at the position of Sgr A. Thus, these K~14.5 stars are likely O9 - B0.5 stars with masses of 15 to 20 M¤ . We have also detected Brg line emission at the position of the central stellar cluster which could be associated with the 'mini-spiral' rather than with the Sgr A cluster itself. (Eckart, Genzel, Ott)
	Abb. II-29: Massenverteilung in den zentralen 10 pc der Galaxis. Die einzelnen Datenpunkte (alle mit einem 1s Fehlerbalken) sind: "G" steht für Massenabschätzungen aus der Gasdynamik; Rechtecke mit Kreuz, leere Rechtecke und Dreiecke markieren unterschiedliche Abschätzungen von isotropen Massenmodellen einschliesslich der Jeans Modelle für die stellaren radialen Geschwindigkeiten und der projizierten Bahcall-Tremaine Massenabschätzungen; Anisotropie unabhängige Massenabschätzungen aus unseren vorangegangen Arbeiten sind dargestellt als gefüllte Dreiecke (projizierte Leonard-Merritt Abschätzungen) und als große Kreuze, die durch eine durchgehende Linie verbunden sind (Jeans Modell). Die fette gestrichelte Linie repräsentiert das Massenmodell für den (sichtbaren) Sternhaufen (M/L_2.2m m =2, r_core =0.3 pc, r (r=0) = 3.5x10⁶ M¤ pc^-3). Die durchgehende Linie ist die Summe des sichtbaren Sternhaufens plus einer Punktmasse von 3.0x10⁶ M¤ . Die dünne gestrichelte Kurve ist die Summe des sichtbaren Sternhaufens plus einem a =5 Plummer Modell eines hypothetischen dunklen Haufens mit einer zentralen Dichte von 3.7x10¹²M¤ pc^-3 and r_core =0.0058 pc. Fig. II-29: Mass distribution in the central 10 pc of the Galaxy. Data points are shown with 1s uncertainties. "G" denotes mass estimates from the gas dynamics; rectangles with crosses, open rectangles and triangles denote different estimates from isotropic mass models, including Jeans modelling of stellar radial velocities and Bahcall-Tremaine projected mass estimators; anisotropy independent mass estimates from our recent work are given as filled rectangles (Leonard-Merritt projected estimators) and as large crosses connected by a continuous curve (Jeans model). The thick dashed curve represents the mass model for the (visible) stellar cluster (M/L_2.2m m =2, r_core =0.3 pc, r (r=0) = 3.5x10⁶ M¤ pc^-3). The continuous curve is the sum of this stellar cluster, plus a point mass of 3.0x10⁶ M¤ . The short dashed curve is the sum of the visible stellar cluster, plus an a =5 Plummer model of a hypothetical dark cluster of central density 3.7x10¹²M¤ pc^-3 and r_core =0.0058 pc.
3.4 Seyfert und LINER Galaxien	3.4 Seyfert and LINER Galaxies
Ein wichtiger Aspekt des Studiums von AGNs ist die Identifizierung der Mechanismen, die über die Galaxie verteiltes Gas zur fünf Größenordnungen kleineren Akkretionsscheibe um das schwarze Loch transportieren. Gravitative Drehmomente von Balken (Bars) können in effizienter Weise Gas vom Korotations-Radius zur inneren Lindblad-Resonanz (ILR) treiben. Erwartungsgemäß wurde beobachtet, dass sich das Gas innerhalb der ILR in einer massereichen zentralen Scheibe von typischerweise einigen hundert pc Radius ansammelt, wohingegen Akkretionsscheiben typische Radien von 0.1 pc besitzen. Das Gas kann durch gravitative Drehmomente noch weiter nach Innen getrieben werden, wenn die Gasverteilung nicht achsensymmetrisch ist, also Balken oder Spiralarme im Kern bildet.	An important aspect in the study of AGNs is to identify the mechanisms, which bring gas from galactic size scales about 5 orders of magnitude down towards the tiny accretion disk surrounding the black hole. Gravitational torques from bars can efficiently drive the gas from within the corotation radius towards the inner Lindblad resonance (ILR). Inside the ILR, the gas is expected and observed to settle onto a massive nuclear disk of typically a few 100 pc in radius while the accretion disk is typically a few 0.1 pc in radius. The gas can be further driven by gravitational torques when the gas distribution is non-axisymmetric, i.e. forms nuclear bars or spiral arms.

Abb. II-30: Farbbild: CO J=2-1 Emission in NGC 1068. Das kleine weisse Kreuz markiert die Position des Infrarot/Radio-Kerns. Graustufen: Die oberen Felder zeigen ein HST-Bild der zentralen 4"´ 4" Region von NGC 1068, wobei rechts die Verteilung des verdeckenden Materials angedeutet ist. Das untere rechte Feld zeigt, dass im Modell der gekrümmten Gasbahnen die theoretische Verteilung der CO –Intensität gut mit der Verteilung des verdeckenden Materials übereinstimmt. Für das Bar-Modell (unten links) ist die Übereinstimmung weniger gut. Fig. II-30: Color Image: CO J=2-1 emission in NGC 1068. The small white x indicates the position of the IR/radio nucleus. Grayscales: Upper panels show an HST image of the central 4"´ 4" of NGC 1068 with the distribution of absorbing material outlined in the right panel. As shown in the bottom right image, the model CO intensity distribution for the warp case is in good agreement with the distribution of absorbing material. The agreement is not as good for the bar model, shown at the bottom left.
Unsere Simulationen legen drei Mechanismen nahe, die solche Spiralen bilden können: (i) ein "grand-design" Spiral-Muster im stationären Zustand kann sich in Disks mit niedriger differentieller Rotation des großräumigen Balkens oder der Spirale bilden, (ii) massereiche Disks können instabil werden bezüglich der Formierung von Spiralmoden oder Bars, oder (iii) akustische Instabilitäten im interstellaren Medium können die Bildung sogenannter "flockiger" oder mehrarmiger Spiralmoden auf kleineren Skalen auslösen.	Our simulations suggest three mechanisms for the formation of these nuclear spiral arms: (i) a steady-state grand-design spiral pattern can form in disks with low differential rotation of the large-scale bar or spiral mode, (ii) massive disks can become unstable to the formation of spiral modes or bars, or (iii) acoustic instabilities in the ISM can trigger the formation of flocculent or multiple armed spiral modes on smaller scales.
Um zirkumnukleare Gasströme und die "Treibstoffbelieferung" von AGNs zu untersuchen, haben wir eine Studie mit dem IRAM Interferometer im Millimeter-Wellenlängenbereich abgeschlossen, die sich auf Interferometrie hoher Auflösung (<1 Bogensekunde) der Seyfert-1 Galaxie NGC 1068 und der Seyfert-2 Galaxie NGC 3227 stützt. Wir finden komplexe kinematische Systeme verbunden mit scheibenartigen inneren Strukturen von 100-300 pc, die nicht mit einer rein kreisförmigen Bewegung der umgebenden Galaxie (Host-Galaxie) vereinbar ist. Modellvergleiche mit diesen kinematischen Systemen mit einer einfachen Darstellung der Gasbewegungen in einem Balken-Potential liefern plausible Lösungen, reproduzieren aber nicht alle der beobachteten Eigenschaften. Eine bessere Lösung ergibt sich mit kreisförmigen Bewegungen, die aus der Ebene der Host-Galaxie herauskippen, was auf gekrümmte Bahnen des Gases hindeutet. Im Falle von NGC 1068 legt dieses sogenannte warp-model nahe, dass bei einem Radius von ~70 pc die Gasscheibe von der Kante gesehen wird und somit Material für die Extinktion des AGNs liefert (Abb. II-30). Es gibt Hinweise, dass die Rotationsgeschwindigkeit innerhalb eines Radius von 13 pc ansteigt und Anzeichen einer großen eingeschlossenen Masse von mindestens 2x10⁷ M¤ für NGC 3227 bzw. mindestens 10⁸M¤ für NGC 1068 innerhalb der zentralen 25 pc.	To investigate the circumnuclear gas flows and AGN fueling we have completed a subarcsec resolution millimeter interferometric study of the Seyfert-2, NGC 1068 and the Seyfert-1, NGC 3227 with the IRAM interferometer. We find complex kinematical systems associated with the inner 100-300 pc disk-like structures that are not consistent with pure circular motion in the host galaxies. The data and results for NGC 1068 are shown in Fig. II-30. Model fits to these kinematic systems with a simple representation of gas motion in a bar potential give plausible solutions, but do not reproduce all of the observed features. A better description is achieved with circular orbits that are tilted out of the plane of the host galaxy, indicating that the circumnuclear gas disk is warped. In the case of NGC 1068, the warp model suggests that, at a radius of ~70 pc, the gas disk is oriented edge-on, providing some material for the obscuration of the AGN (Fig. II-30). There is evidence for a rising rotation curve at r£ 13 pc and an indication for large enclosed masses of ³ 2´ 10⁷ M¤ for NGC 3227 and ³ 10⁸ M¤ for NGC 1068 within the central 25 pc.
NGC 1068 enthält auch das reichhaltigste AGN-Spektrum, das mit ISO beobachtet wurde, mit 36 Emissionslinien, die mit ISO-SWS gefunden wurden. Mit Hilfe von Photoionisationsmodellen haben wir die spektrale Energieverteilung des Kontinuums im extremen Ultravioletten, das die Narrow-Line Region (NLR) ionisiert, und welches nicht direkt beobachtbar ist, rekonstruiert. Vergleichbar dem Fall NGC 4151 besitzt die am besten passende Energieverteilung eine tiefe Mulde bei Energien oberhalb der Lyman-Kante. Wir interpretieren dies als die Signatur von absorbierendem neutralen Wasserstoff zwischen der zentralen Energiequelle und der NLR. Dieses absorbierende Gas modifiziert das intrinsische Spektrum, welches den typischen "Big Blue Bump" im UV als Signatur der Akkretionsscheibe aufweist. Die Feinstrukturübergänge im mittleren Infrarot liefern auch ein klares Bild der NLR-Kinematik. Ein Vergleich der Profile der ISO-Linien mit optischen Linienprofilen legen die Existenz von hochangeregtem, ausströmendem Gas plus einem niedriger angeregten, ausgedehnten Gebiet nahe, verbunden mit einer signifikanten Verformung der optischen Linienprofile durch Extinktion.	NGC 1068 also contains the richest AGN spectrum observed by ISO, with 36 emission lines detected in the ISO-SWS data. We have used photoionization modelling to reconstruct from line ratios the spectral shape of the obscured extreme ultraviolet continuum that ionizes the narrow line region (NLR). Similar to the case of the Seyfert-1 galaxy NGC 4151, the best fitting spectral energy distribution has a deep trough at energies above the Lyman edge. We interpret this as a signature of a neutral hydrogen absorber between the central engine and NLR. The absorber modifies an intrinsic spectrum that exhibits the accretion disk signature of a prominent bump in the extreme UV. The mid-infrared fine structure transitions also provide a clear view of the NLR kinematics. A comparison of the ISO and optical line profiles is suggestive of the presence of a high excitation outflow plus lower excitation extended emission, and a significant distortion of optical line profiles due to extinction.
Beobachtungen der NLR in NGC 1068 im nah-infraroten H-Band mit 3D haben neue Ergebnisse bezüglich der Morphologie und Kinematik der [Fe II]-Emission geliefert (Abb. II-31). Die [Fe II]-Emission ist im nord-östlichen Teil der NLR rotverschoben und blauverschoben im südwestlichen Teil, im Gegensatz zu höher angeregten Ionen wie [O III] und [Si VI], welche Verschiebungen im entgegengesetzten Sinne zeigen. Nach unserer Interpretation kommt die [Fe II]-Emission aus einer partiell ionisierten Region, in der die Bugstoßwelle der nördlichen Radiofront auf die Galaxienscheibe trifft. Staub, der von solchen Stoßwellen zerstört wird, wenn er auf galaktisches Material höherer Dichte trifft, erzeugt eine große Menge von Eisen in der Gasphase, welches dann durch die ionisierende Strahlung der zentralen Energiequelle angeregt wird. Der Kegel der [Fe II]-Emission, der perfekt zum Ionisationskegel anderer Emissionslinien paßt, bestätigt, dass der Anregungsmechanismus von der zentralen Energiequelle kommt. Die Anti-Korrelation zwischen dem 6 cm Radio-Kontinuum und der [Fe II]-Emission unterstützt ebenfalls unsere Erklärung, in der die Radiostrahlung in Material mit niedriger Dichte entsteht, welches das Radio-Gebiet ausfüllt, während die [Fe II]-Emission aus dem Gas der galaktischen Scheibe stammt.	Observations of the NLR of NGC 1068 in the near-infrared H band with 3D have yielded new results about the morphology and kinematics of the [Fe II] emission (Fig. II-31). The [Fe II] emission is redshifted in the NE part of the NLR, and blueshifted in the SW part, in contrast to higher ionization species like [O III] and [Si VI], which show shifts in the opposite sense. We interpret the [Fe II] emission as coming from a partially ionized zone, where the bow shock of the northern radio lobe runs into the galactic disk gas. Dust destroyed by the bow shock when it encounters the higher density galactic material creates a high abundance of gas phase iron, which is then excited by ionizing radiation from the central engine. The [Fe II] emission cone, which matches perfectly with the ionization cone observed in other emission lines, confirms that the central engine provides the excitation mechanism. The anti-correlation between the 6 cm radio continuum and the [Fe II] emission also strongly supports our explanation in which the radio emission arises in low density material filling the radio lobe, while the [Fe II] emission arises from the galactic disk gas.
	Abb. II-31: Eine Karte der [Fe II]-Linie der Galaxie NGC 1068 (in Farbe und mit schwarz-weissen Konturen), mit einer 6 cm Radio-Karte von Gallimore et al. in blauen Konturen darüber gelegt. Das schwarze Kreuz zeigt die Position der höchsten Intensität im K-Band an, welche mit der Position der Radioquelle S1 identisch ist und vermutlich die Position des verborgenen Galaxienkernes darstellt. Die blauen Kreuze bezeichnen Stellen einiger NLR-Wolken, welche von Macchetto et al. mit dem HST beobachtet wurden. Fig. II-31: A map of the [Fe II] line of the galaxy NGC 1068 (color and black contours) with a 6 cm radio emission map from Gallimore et al. overlaid in blue contours. The black cross indicates the position of the K-Band peak, which also coincides with the radio source S1, and is presumed to be the location of the hidden nucleus. The blue crosses indicate the position of several NLR clouds with [O III] emission, observed by Macchetto et al. with HST.
LINER Galaxien stellen ein wichtiges Bindeglied zwischen den aktiven und nicht-aktiven Galaxien dar. Sie unterscheiden sich von den aktiven Galaxien durch ihr optisches Emissionslinien-Spektrum, das einen niedrigeren Grad an Ionisation aufweist. Der Ionisationsmechanismus wurde seit der Entdeckung der LINERs lebhaft diskutiert, bisher hat sich jedoch noch kein einheitliches Modell durchgesetzt. Röntgenstrahlen geben Auskunft über die physikalischen Prozesse in der Kernregion, und Röntgenvariabilität und Röntgenleuchtkraft sind wichtige Indikatoren für die Anwesenheit eines AGNs. Wir haben die Röntgeneigenschaften einer Stichprobe von LINERs, basierend auf Daten der ROSAT Himmelsdurchmusterung und späteren pointierten Beobachtungen, untersucht.	LINER galaxies are an important link between active and normal galaxies. They are characterized by their optical emission line spectra, which show a lower degree of ionization than AGN. The major power source and line excitation mechanism of LINERs have been a subject of lively debate ever since their discovery. X-rays can be used to search for the presence of an active nucleus within LINERs via variability and luminosity, and to explore their physical properties in general. We have investigated the X-ray properties of a sample of LINERs based on ROSAT All Sky Survey (RASS) data and later pointed ROSAT observations.
Die untersuchten LINERs weisen Röntgenleuchtkräfte zwischen 10³⁷ und 10⁴¹ erg s^-1 auf. In den meisten Objekten ist die Emission konsistent mit einer punktförmigen Quelle. Die Spektren etwa der Hälfte der untersuchten Objekte können am besten mit einem AGN-ähnlichen Potenzgesetz beschrieben werden. Die anderen werden durch ein Raymond-Smith-Modell mit ungewöhnlich niedrigen Metallhäufigkeiten (ca. 1/10 des solaren Wertes) befriedigend wiedergegeben. Die niedrigen abgeleiteten Elementhäufigkeiten deuten jedoch darauf hin, dass der Emissionsmechanismus komplizierter ist. Es könnte sich um ein Zweikomponenten-Spektrum aus einem thermischen Anteil und einem Potenzgesetz-Anteil handeln, oder auch um Emission eines Nicht-Gleichgewicht-Gases. Die meisten LINERs zeigen konstante Röntgenemission. Dieser Mangel an Variabilität ist konsistent mit dem Vorschlag, dass LINERs im advektions-dominierten Modus akkretieren. In mehreren der LINER Galaxien wurden weitere helle Röntgenquellen außerhalb des Kernbereiches entdeckt. Falls sich diese tatsächlich in den Entfernungen der Galaxien befinden, erreichen sie sehr hohe Röntgenleuchtkräfte bis zu einigen 10³⁹ erg s^-1. Es könnte sich um extrem leuchtkräftige Röntgen-Doppelsterne handeln.	X-ray luminosities of the LINERs in our sample range between 10³⁷ and 10⁴¹ erg s^-1. Although the bulk of the X-ray emission from the LINERs arises in a point source, extended emission appears in some sources at weak emission levels. The X-ray spectra of about 50% of the objects are best described by an AGN-like power-law, whereas the other spectra are best represented by a Raymond-Smith emission model with unusually low metal abundances (about 1/10 the solar value). The low abundances could be indicative of a complex soft X-ray spectral shape. Possibilities are a two-component spectrum consisting of a power-law plus a thermal contribution, or emission from a plasma that is out of collisional-ionization equilibrium. Most LINERs show constant X-ray emission, consistent with the suggestion that LINERs may accrete in the advection-dominated mode. For several LINER galaxies, additional off-nuclear, bright X-ray sources have been detected. These sources reach X-ray luminosities up to 10³⁹ erg s^-1 and most likely represent exceptionally luminous X-ray binaries.
Röntgenvariabilität um mehr als einen Faktor 20 ist extrem selten in AGN. Besonders interessant und unerwartet war daher die mit ROSAT gemachte Entdeckung von Röntgenausbrüchen von einem Faktor ca. 100-200 in den Galaxien IC 3599 und NGC 5905 (Abb. II-32). Zur Klärung des Aktivitätstyps dieser beiden Galaxien wurden hochauflösende optische Spektren gewonnen. Diese zeigen, dass IC 3599 vom Seyfert-Typ Sy1.9 ist, während NGC 5905 keinerlei Anzeichen von Aktivität aufweist! Es handelt sich um eine normale HII Galaxie. Viele Erklärungsmöglichkeiten (wie einzelne Röntgendoppelsterne, oder eine in dichtes Medium eingebettete Supernova) scheitern, da sie die hohe Röntgenleuchtkraft, die im Maximum nahezu 10⁴³ erg s^-1beträgt, nicht erklären können. Das wahrscheinlichste Szenarium ist das Zerreißen eines Sterns durch die Gezeitenkräfte eines supermassereichen Schwarzen Loches im Zentrum dieser Galaxie. Tatsächlich wurden solche Röntgenflares von Martin Rees im Jahr 1988 vorausgesagt.	X-ray variability with amplitudes larger than a factor of 20 is very rare in AGN. The ROSAT discovery of giant X-ray flares (by factors of 100-200) in the galaxies NGC 5905 and IC 3599 came as a surprise (Fig. II-32). To determine the activity type of both galaxies we took optical spectra. These show that IC 3599 is an intermediate-type Seyfert galaxy, whereas there are no signs of Seyfert activity in the optical spectrum of NGC 5905. Rather it shows the features of a normal HII galaxy. Many outburst scenarios are unlikely because they cannot account for the huge outburst X-ray luminosity of at least 10⁴³ erg s^-1. The most likely scenario is the tidal disruption of a star by a supermassive black hole at the center of NGC 5905. Such X-ray flares from tidally disrupted stars have been predicted by Rees (1988).
	Abb. II-32: Langzeit-Lichtkurve des Röntgenausbruchs der Galaxie NGC 5905 (Pfeile markieren obere Grenzen). Fig. II-32: Long-term X-ray light curve of NGC 5905 (arrows denote upper limits).
Weitere Fälle solch hoher Röntgenvariabilität wurden in diesem Jahr entdeckt: RXJ1242.6-1119 und RX J1624.9+7554, die beide noch höhere Ausbruch-Leuchtkräfte, mindestens 10⁴⁴ erg s^-1, erreicht haben. Optische Spektren beider Galaxien weisen diese ebenfalls als nicht-aktiv aus. Auch hier wird als Erklärung das Zerreißen und die Akkretion eines Sterns durch ein Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxien vermutet. Hohe Röntgenvariabilität wurde auch in der aktiven Galaxie RXJ0134.2-4258 entdeckt, die eine drastische Veränderung ihres Röntgenspektrums zeigte: Sie war eine der weichsten Quellen während der ROSAT Himmelsdurchmusterung (RASS), zeigte jedoch bei einer 2 Jahre späteren Beobachtung ein sehr flaches Spektrum. Diese Quelle ist auch eine der sehr wenigen radio-lauten Galaxien unter den narrow-line Seyfert-1 Galaxien.	Other cases of giant X-ray outbursts discovered this year were RXJ1242.6-1119 and RXJ1624.9+7554. These sources reached X-ray peak luminosities of at least 10⁴⁴ erg s^-1. Again, the optical spectra of both galaxies do not show any signs of Seyfert activity, and for both sources the X-ray flare can be explained in terms of tidal disruption of a star by central SMBHs in these galaxies. We also observed strong X-ray variability in the active galaxy RXJ0134.2-4258, a source that has shown a dramatic change in its X-ray spectrum. It was one of the softest AGN during the RASS but its X-ray spectrum became flat in later pointed observations. This source is one of the rare radio-loud narrow-line Seyfert-1 galaxies. (Böhringer, Breitschwerdt, Eckart, Englmaier, Genzel, Grupe, Komossa, Lutz, Schinnerer, Sturm, Tacconi, Thatte)
3.5 Entwicklung ultraleuchtkräftiger Galaxien und verschmelzender Galaxien	3.5 Evolution of Ultraluminous Galaxies and Mergers
Ultra-Leuchtkräftige Infrarot Galaxien (ULIRGs) sind gasreiche Scheibengalaxien im fortgeschrittenen Zustand der Verschmelzung. Sie zeigen sowohl intensive Stern-entstehung als auch AGN-Aktivität. Welcher dieser Vorgänge dominiert und wie sich ULIRGs entwickeln ist keinesfalls gewiss, wenn auch im allgemeinen angenommen wird, dass ULIRGs die Vorläufer von nicht abgeschatteten QSOs sind und letztendlich zu großen elliptischen Galaxien werden. Im lokalen Universum stellen ULIRGs eine spektakuläre Kuriosität dar. Jüngste, tiefe Durchmusterungen im Infraroten und sub-mm-Bereich deuten allerdings an, dass ULIRGs bei z³ 1 100- bis 1000-mal häufiger waren und einen beträchtlichen Anteil an der Sternentstehung im jungen Universum hatten.	Ultra-luminous infrared galaxies (ULIRGs) are advanced mergers of gas rich disk galaxies and exhibit both intense star forming and AGN activity. Which of these dominates and how ULIRGs evolve is by no means clear, although it is commonly believed that ULIRGs are predecessors of naked QSOs and eventually turn into large ellipticals. In the local Universe ULIRGs are a spectacular curiosity. Recent deep infrared and submillimeter surveys suggest, however, that ULIRGs were 100 to 1000 times more common at z³ 1 than at present and contributed a significant fraction of the star forming activity in the young Universe.
Die mit ISO im mittleren Infrarot erstellte Durchmusterung von 78 ULIRGs in niedrig aufgelösten Spektren stellt in Verbindung mit Nachbeobachtungen ein ausgezeichnetes Werkzeug zur Untersuchung der Entwicklung dieser Systeme dar. Mit zusätzlichen K-Band-Abbildungen und mit NICMOS sowie publizierten Daten ist es jetzt möglich den Status der Wechselwirkung - von wechselwirkenden, aber noch klar getrennten Systemen, bis zu fortgeschrittener Verschmelzung - für 53 ULIRGs in unserer Stichprobe zu ermitteln. Das klassische Entwicklungsbild für ULIRGs suggeriert, dass die Wechselwirkung und Verschmelzung die Sternentstehung anregt und den AGN speist. Es wurde angenommen, dass der AGN energetisch dominiert, aber in der ULIRG Phase hinter Staub verborgen ist. Später tritt der AGN als QSO hervor nachdem der Staub verbraucht ist.	In conjunction with follow-up observations, the ISO survey of mid-infrared low resolution spectra of 78 ULIRGs provides an excellent tool to study the evolution of these systems. From additional K-band imaging and from NICMOS and published data, it is now possible to assess the interaction status – from interacting but still clearly separated systems to advanced mergers – for 53 ULIRGs from our sample. The classical evolutionary scenario for ULIRGs suggests that the interaction and merging triggers star formation and fuels an AGN. The AGN was thought to be energetically dominant but obscured in the ULIRG phase, and to emerge later as a QSO after shedding the obscuring dust.
	Abb. II-33: Das mit ISO beobachtete mittlere Verhältnis von der Stärke des PAH Features im mittleren IR zum Kontinuum stellt ein Diagnosemittel für Starburst (hohes Verhältnis) oder AGN Natur (niedriges Verhältnis) der ultraleuchtkräftigen Infrarot-Galaxien dar. Dieses Verhältnis ist hier als Funktion des Systemabstandes gezeigt. Im Widerspruch zu früheren Entwicklungsbildern ist kein Trend zu mehr AGNs mit kleinerem Abstand, d.h. zu fortgeschrittener Verschmelzung zu sehen. Fig. II-33: The Mid-IR PAH feature-to-continuum ratio observed by ISO as a diagnostic of starburst (high ratio) or AGN nature (low ratio) of ultra-luminous infrared galaxies. This ratio is shown here as a function of the system distance. Contrary to previous evolutionary scenarios, no trend is seen towards more AGN at small separations, i.e. advanced mergers.
Diese Vorstellung wird nicht durch unsere neuen Daten unterstützt. Wir beobachten nicht die erwartete Zunahme der Häufigkeit von AGNs in den am stärksten entwickelten Systemen mit der kleinsten Trennung (Abb. II-33). Desweiteren gibt es keine Anzeichen für eine systematische Verringerung des Gasgehalts oder systematische Änderungen der Leuchtkraft. Frühe Verschmelzungszustände können auch mit maximaler Leuchtkraft einhergehen. Die Bedeutung der Wechselwirkung in der Auslösung des ULIRG-Phänomens bleibt unbestritten, jedoch schließen wir, dass die Auslösung der ULIRG-Phase auch von lokalen und kurzfristigen Bedingungen wie Geometrie der Verschmelzung und Eigenschaften der Vorgänger abhängt, die nicht im klassischen Bild berücksichtigt wurden.	This scenario is not supported by our new data. We do not observe the expected increase in number of AGNs among the most evolved systems with the smallest separation (Fig. II-33). Similarly, there is no indication for a systematic decrease in gas content or a systematic change of luminosity. Early states of merging could also output maximum luminosity. The role of interaction in triggering the ULIRG phenomenon remains undisputed, but we conclude that triggering an ULIRG outburst will also depend on local and shorter term conditions, such as merger geometry and progenitor properties, that are not considered by the classical scenario.

Abb. II-34: Verhältnis von weicher Röntgenleuchtkraft zur ferninfraroten Leuchtkraft gegen die ferninfrarote Leuchtkraft für mit ROSAT beobachtete ULIRGs. Die gestrichelten Linien zeigen konstante Röntgenleuchtkraft an. Die Entwicklungsverläufe (durchgezogenen Linien) wurden aus der Populationssynthese von Sternentstehungsprozessen mit Sternentstehungsraten von 50 und 500 M¤ yr^-1 gewonnen. Der durch Sternentstehungsprozesse erzeugte mittlere Wert des Verhältnisses der weichen Röntgen- zur ferninfraroten Leuchtkraft beträgt ca. 0.003. Fig. II-34: Ratio of the soft X-ray luminosity to the far-infrared luminosity versus the far-infrared luminosity for ROSAT-detected ULIRGs. The dashed lines indicate constant X-ray luminosity. The evolutionary tracks were obtained from the population synthesis of star-formation processes with star-formation rates of 50 and 500 M¤ yr^-1. The mean value of the soft X-ray to far-infrared luminosity ratio due to star formation processes is about 0.003.	Abb. II-35: Mit ROSAT beobachtete ULIRGs (Kreise) mit bekannten [O IV], [Ne II] und PAH Feature Messungen im ISO SWS Diagnose Diagramm. Die Größe der Kreise skaliert mit dem Verhältnis von weichem Röntgen zu ferninfrarotem Fluss. Fig. II-35: ROSAT-detected ULIRGs (circles) with known [O IV], Ne II and PAH feature measurements in the ISO SWS diagnostic diagram. The sizes of the circles scale with the soft X-ray to far-infrared flux ratio.
Beobachtungen von 16 ULIRGs mit dem CVF-Spektrometer von ISOCAM erweitern unsere Untersuchungen zu grösseren Leuchtkräften. Wir finden einen Trend zur Dominanz von AGNs für Leuchtkräfte über 3 x 10¹² Sonnenleuchtkräfte. Die leuchtkräftigsten, Starburst-ähnlichen Systeme in unserer Stichprobe wurden mit bis zu 6 x 10¹² L¤ beobachtet. Die erweiterte spektrale Bandbreite der ISOCAM-Daten schließt Kontinuum auf der langwelligen Seite der Silikatabsorption ein. Das erlaubt uns auch zu testen, wie sicher unsere Methode die Starburst- und AGN-artige Natur der ULIRGS mit Hilfe der PAHs klassifizieren kann. Mehrere Methoden, den quantitativen PAH Beitrag zum mittleren IR Spektrum zu bestimmen, führten zu vergleichbaren Ergebnissen. Unsere Stichprobe enthält ein außergewöhnliches Beispiel eines AGN, der auch im mittleren Infrarot noch sehr stark durch Staub abgeschwächt ist.	Observations of 16 ULIRGs with the CVF spectrometer of ISOCAM extend our studies towards higher luminosities. We find a trend towards AGN dominance at luminosities in excess of 3 x 10¹² solar luminosities. The most luminous starburst-like systems in our sample are detected with up to 6 x 10¹² L¤ . The extended wavelength coverage of the ISOCAM data includes continuum on the long wavelength side of the silicate absorption feature. This allows us to test the robustness of our method of using PAH features to classify ULIRGs as starburst- or AGN-like. Several ways of quantifying the PAH contribution to the mid-IR spectra lead to similar results. Our sample includes one unusual example of an AGN that is highly dust obscured even in the mid-infrared.
Eine Stichprobe von 323 ULIRGs aus dem IRAS 1.2 Jansky Rotverschiebungskatalog wurde mit Hilfe der ROSAT Himmelsdurchmusterung und den öffentlichen ROSAT Einzelbeobachtungen korreliert. Dabei wurden 22 Objekte in der ROSAT Durchmusterung und 6 weitere ULIRGs in den ROSAT Einzelbeobachtungen gefunden (Abb. II-34). Obwohl die Röntgenstrahlen nicht die stark verstaubten Regionen in ULIRGs durchdringen können, erlauben die ROSAT Daten eine statistische Bestimmung der globalen Eigenschaften der ULIRGs im Röntgenlicht. Das Verhältnis der weichen Röntgen- zur ferninfraroten Leuchtkraft der mit ROSAT beobachteten ULIRGs kann dazu verwendet werden, das relative Verhältnis der Leuchtkraft durch Starburst und durch Akkretion auf ein supermassereiches Schwarzes Loch abzuschätzen. Die weiche Röntgenstrahlung (0.1-2.4 keV) und die ferninfrarote (40-120 µm) Leuchtkraft sind proportional zur Sternentstehungsrate und eine Vergrößerung in der Sternentstehungsrate bewirkt in erster Ordnung eine horizontale Verschiebung eines Objektes in Abb. II-34. Wir finden, dass das Verhältnis von weicher Röntgenstrahlung zur ferninfraroten Strahlung im Gleichgewicht etwa 0.003 beträgt. Unter der Annahme einer zeitabhängigen Sternentstehungsrate, die über 10⁸ Jahre um einen Faktor 10 ansteigt, variiert das Verhältnis zwischen der weichen Röntgen- und der ferninfraroten Leuchtkraft um einen Faktor 3 (siehe die Entwicklungsverläufe in Abb. II-34). Dies legt nahe, dass Objekte mit Verhältnissen über 0.003 neben dem Starburst auch durch AGNs angetrieben werden.	A sample of 323 ULIRGs from the IRAS 1.2 Jansky redshift catalogue was correlated with the ROSAT All-Sky Survey and ROSAT public pointed observations. 22 objects are detected in the ROSAT survey and 6 additional ULIRGs are detected in the ROSAT pointed observations (Fig. II-34). Although the X-rays do not penetrate the highly obscured regions in ULIRGs, the ROSAT data allow a statistical approach to determine the global X-ray properties of ULIRGs. The ratio of the soft X-ray to far-infrared luminosity of ROSAT detected ULIRGs can be used to estimate the relative fraction of power due to starbursts and to accretion onto supermassive black holes. The soft X-ray (0.1-2.4 keV) and the far-infrared (40-120 m m) luminosities are proportional to the star-formation rate, and an increase in the star-formation rate results to first order in a horizontal shift of an object in Fig. II-34. We found that in equilibrium, the ratio of the soft X-ray to far-infrared flux is about 0.003. Assuming a time-variable star-formation rate, with an increase of a factor of 10 over 10⁸ years, the ratio between the soft X-ray and the far-infrared luminosity varies by about a factor of 3 (see evolutionary tracks in Fig. II-34). This suggests that objects with ratios above about 0.003 are powered by AGN in addition to star-formation. An additional AGN contribution is necessary to reach the X-ray to far-infrared ratio for those objects with values above 0.003.
Die ROSAT Ergebnisse werden in Abb. II-35 mit den diagnostischen Diagrammen aus den ISO SWS Messungen verglichen, um zwischen Starburst und AGN Prozessen in ULIRGs zu unterscheiden. Die Kreise markieren die mit ROSAT beobachteten ULIRGs, die auch mit ISO vermessen wurden. Alle mit ROSAT beobachteten ULIRGs in diesem Diagramm werden überwiegend durch Sternentstehungsprozesse angetrieben, da das Verhältnis für alle diese Objekte unter dem kritischen Wert von 0.003 liegt. Dies ist in Übereinstimmung mit den Vorhersagen aus den ISO Messungen.	In Fig. II-35 the ROSAT results are compared with the diagnostic diagram obtained from ISO SWS measurements to distinguish between starburst and AGN processes in ULIRGs. The circles indicate the ROSAT-detected ULIRGs that also have measured values with ISO. All ROSAT detected ULIRGs in this diagram are predominantly powered by star formation processes, as the ratio for all objects is below the critical value of 0.003. This is in agreement with the prediction from the ISO measurements.
Eine detailreiche Momentaufnahme eines leuchtkräftigen Systems besitzen wir durch unsere Studien der Stern- und Gasdynamik in NGC 6240 mit 3D im nahen Infrarot und mit IRAM-Interferometrie im Millimeter-Bereich. Das System befindet sich klar in einem sehr dynamischen Übergangszustand. Die allgemeine Infrarotemission wird dominiert von schnell alternden Starbursts in den beiden massereichen rotierenden Vorläufergalaxien. Es gibt auch einen stark verdunkelten, kräftigen AGN (worauf die SWS-Daten und insbesondere Beobachtungen harter Röntgenstrahlung hindeuten). Die Dynamik des molekularen Gases ist in hohen Maße gestört und chaotisch. Überraschenderweise, und im Gegensatz zu Simulationen von Galaxienverschmelzungen, ist das Gas nicht um die zwei Kerne konzentriert, sondern in einer eigengravitativen, äußerst turbulenten und dicken Gasscheibe dazwischen. Das CO Geschwindigkeitsfeld und das Zentrum der stellaren Geschwindigkeitsdispersion (Abb. II-36) zeigen beide, dass diese Scheibe massereich ist und im molekularen Gas (2 - 4´ 10⁹M¤ ) zwischen 40 und 70% der dynamischen Masse in diesem Gebiet enthalten ist. Das Gas hat eine lokale, eigengravitative Konzentration gebildet, die vom stellaren Gravitationspotential entkoppelt ist. Intensive 2 m m Linienemission von Vibrationsübergängen des molekularen Wasserstoffes zeigt, dass sich die Turbulenz auf einer dynamischen Zeitskala (einige 10⁶ Jahre) zerstreut. Die gegenwärtige kurzlebige Phase könnte zur Bildung einer dichten und dünnen Scheibe mit intensiver Sternentstehung führen, wie sie ähnlich in Arp 220 beobachtet wird.	A detailed snapshot of one luminous system is given in our NIR 3D and millimeter interferometric (with IRAM) study of the stellar and gas dynamics of NGC 6240, a system clearly in a highly dynamic transition state. The overall infrared emission is dominated by rapidly aging starbursts in the two massive, rotating parent galaxies. There is also a highly obscured, powerful AGN (indicated by the SWS data and, in particular, by hard X-ray observations). The molecular gas dynamics is highly perturbed and chaotic. Surprisingly and in contrast to merger simulations, the gas is not concentrated around the two nuclei but in a self-gravitating, highly turbulent and thick gas disk centered between them. Both the CO velocity field and the peak of the stellar velocity dispersion (Fig. II-36) indicate that this disk is massive, and that the molecular gas mass (2-4´ 10⁹M¤ ) comprises between 40 - 70% of the dynamical mass of the system in this region. The gas has formed a local, self-gravitating concentration decoupled from the stellar gravitational potential. Intense 2 m m line emission from vibrationally excited molecular hydrogen shows that the turbulence is dissipated on a dynamical time scale (a few 10⁶ years). The present short-lived phase may lead to the formation of a dense and thin molecular disk with intense star forming activity, similar to what is observed in Arp 220.

Abb. II-36: Links: Stellares Geschwindigkeitsfeld von NGC 6240 in Kontourlinien über der NICMOS K-Band Karte. Die Konturlinien sind in Schritten von 50 km/s gezeichnet, wobei durchgehende und gestrichelte Linien rotverschobenen und blauverschobenen Geschwindigkeiten entsprechen. Rechts: Stellare Geschwindigkeitsdispersion von NGC 6240 entlang der N-S Richtung. Fig. II-36: Left: Stellar velocity field of NGC 6240 in contours on the NICMOS K-band map. The contours are spaced by 50 km/s, with solid and dashed lines representing redshifted and blueshifted velocities. Right: Stellar velocity dispersion of NGC 6240 along the N-S direction.
Die stellaren Geschwindigkeiten zeigen, dass die im K-Band um 1.6" getrennten Peaks die zentralen Teile von geneigten rotierenden Scheibengalaxien darstellen (Abb. II-36). Die dynamischen Massen der Kerne sind viel grösser als die aus dem K-Band abgeleiteten stellaren Massen, was bedeutet, dass die Vorgängergalaxien massereiche Bulgekomponenten gehabt haben. Im K-Band dominieren rote Überriesen die in den Kernen vor ca. 2x10⁷ Jahren in zwei Starbursts entstanden sind. Dies geschah möglicherweise während der letzten perigalaktischen Annäherung. Die zwei Galaxien bilden ein prograd-retrograd rotierendes System in einem relativ frühen Verschmelzungszustand.	The stellar velocities show that the K-band peaks separated by 1.6" are the central parts of inclined, rotating disk galaxies (Fig. II-36). The dynamical masses of the nuclei are much larger than the stellar masses derived from the K-band light, implying that the progenitor galaxies contained massive bulges. The K-band light is dominated by red supergiants formed in the nuclei in two starbursts » 2´ 10⁷ years ago, possibly by the most recent perigalactic approach. The two galaxies form a prograde-retrograde rotating system, and the system is in a relatively early state of merging.
Wir haben NGC 6240 auch mit ROSAT PSPC und HRI beobachtet. Das PSPC Spektrum läßt sich am besten durch zwei Komponenten weicher thermaler Emission plus einer Flanke harter Strahlung anpassen, die vermutlich dem im Infraroten aufgespürten Superstarburst und gestreuter Strahlung eines versteckten AGN zugeschrieben werden kann. Durch unser Modell, das ein warmes, hochionisiertes Gas in Kernnähe beschreibt, das die Kernstrahlung streut, kann die enorme Äquivalentbreite des von ASCA entdeckten FeK-Komplexes erfolgreich erklärt werden.	We have also observed NGC 6240 with ROSAT PSPC and HRI. The PSPC spectrum is best fit by two components consisting of soft thermal emission plus a hard tail, plausibly ascribed to the IR-traced superstarburst and scattered radiation from an obscured AGN. Our warm-scatterer model consisting of AGN-illuminated highly ionized near-nuclear gas can successfully account for the huge equivalent width of the FeK complex detected by ASCA. (Bertoldi, Boller, Genzel, Komossa, Lutz, Rigopoulou, Sturm, Tacconi, Tecza, Tran)
3.6 QSOs mit breiten Absorptionslinien	3.6 Broad Absorption Line QSOs
Das Ausströmen von Materie mit teilweise hohen Geschwindigkeiten ist ein häufig beobachtetes Phänomen in quasi-stellaren Objekten (QSOs). In etwa 10% von optisch selektierten QSOs manifestiert sich dieses Ausströmen durch blauverschobene, breite Absorptionslinien (BAL) im Ultravioletten Spektralbereich. Die Röntgenspektroskopie von BAL QSOs ist von Bedeutung für die Bestimmung der Flächendichten und der Geschwindigkeiten des ausströmenden Gases, detaillierte präzise Messungen sind jedoch bisher nicht möglich auf Grund der geringen Photonenstatistik.	The ejection of matter at moderate to high velocities is a common and perhaps universal phenomenon of Quasi-Stellar Objects (QSOs). One of the main manifestations of QSO outflows are the blueshifted UV Broad Absorption Lines (BALs) seen in ~10% of optically selected QSOs. X-ray spectroscopy of BAL QSOs is potentially important for studying the outflows and nuclear geometries, but the study of BAL QSOs in the X-ray regime has not yet matured, largely due to low X-ray fluxes.
Um unser Verständnis der Röntgeneigenschaften von BAL QSOs zu erweitern, haben wir in Zusammenarbeit mit Brandt den BAL QSO CSO 755 (z = 2.88, V = 17.1, 3.8-4.7 % optische Kontinuumspolarisation) untersucht. Durch die BeppoSax und ROSAT Detektion ist CSO 755 der zur Zeit am höchsten rotverschobene BAL QSO, der im Röntgenbereich detektiert ist. Die diskutierte Verbindung zwischen optischer Kontinuumspolarisation und dem Röntgenfluss basiert auf der Annahme, dass hohe Flächendichten von absorbierendem Gas (>10²⁴cm^-2) entlang der Sichtlinie zu den Kernen von BAL QSOs existieren. Röntgenstrahlung im weichen (0.1-2 keV) Energiebereich wird in diesem Fall hauptsächlich durch Streuung an "Elektronwolken" in Sichtrichtung zum Beobachter gemessen (Abb. II-37). Die in diesem Fall gemessenen Flächendichten ergeben Informationen über die Gasdichte entlang der 'indirekten' Sichtlinie. Aus den optischen spektropolarimetrischen Messungen folgt, dass im Fall von CSO 755 diese elektron-streuenden Gebiete in Entfernungen von wenigen Lichtwochen vom zentralen Schwarzen Loch liegen. Der mit BeppoSax gemessene 2-10 keV Röntgenfluss von 1.3´ 10^-13erg cm^-2 s^-1 wird detaillierte spektroskopische Untersuchungen mit dem Röntgensatelliten XMM erlauben.	To improve our understanding of the X-ray properties of BAL QSOs and to examine the possible polarization/X-ray flux connection, we observed together with Brandt the highly polarized BAL quasar Case Stellar Object 755 (CSO; z = 2.88), which has V = 17.1 and is a "bona-fide" BAL QSO in terms of its luminosity and UV absorption properties. Its continuum polarization is high (» 3.8-4.7 %) and rises to the blue. Our BeppoSax and ROSAT detections of CSO 755 make it the highest redshift as well as the most optically luminous BAL QSO detected in X-rays. A polarization/X-ray flux connection is understood if the direct lines-of-sight into the X-ray nuclei of BAL QSOs are blocked by large columns of material (>10²⁴cm^-2). Then we will only see X-rays if there is a substantial amount of electron scattering in the nuclear environment by a "mirror" of moderate Thomson depth (Fig. II-37). Measured X-ray column densities would then provide information only about the gas along the indirect line of sight. For CSO 755, the X-ray scattering medium must be located on fairly small scales (£ a few light weeks) to satisfy previously derived spectropolarimetric properties which show that the material scattering the optical light is located at smaller radii than both the Broad Line (BLR) and BAL regions. The observer-frame 2-10 keV flux from BeppoSax (1.3´ 10^-13erg cm^-2 s^-1) is high enough to allow XMM spectroscopy, and studies of iron K line emission should prove of particular interest if a large amount of scattered X-ray flux is present.
In der Analyse von ROSAT Einzelbeobachtungen vonBAL QSOs wurden Obergrenzen für Röntgenflüsse gefunden, die auf eine hohe "Röntgen-loudness" schließen lassen. In Beobachtungen des BAL QSO PHL5200 mit ASCA fanden Mathur et al. eine hohe intrinsische Absorption von N_H~10²³cm^-2. Die niedrige Zählrate verhinderte jedoch eine detaillierte Untersuchung des Spektrums. ASCA ist augenblicklich das einzige Instrument mit einem ausreichend breiten Energiefenster, das die Untersuchung der intrinsischen Absorption und das Studium der Materieverteilung, des Ionisationszustandes und der Elementhäufigkeiten erlaubt. Aber nur der helle (m_v = 14.99) nahe Quasar PG 1411+442, der bereits in einer tiefen ROSAT PSPC Aufnahme beobachtet wurde, konnte mit ASCA gesehen werden, während für LBQS 2212-1759 und PG 0043+039 in tiefen ASCA Belichtungen nur Obergrenzen gefunden wurden. Für PG 1411+442 findet man ein steiles Spektrum, das mit einer Absorption gemäß dem gemessenen galaktischen Wert konsistent ist. Das ASCA Spektrum ist dagegen flach und komplex. Der beste Fit an das gemeinsame ROSAT – ASCA Spektrum zeigt ein steiles Spektrum mit galaktischer Absorption bei niedriger Energie und ein flacheres Spektrum (G _high= 2.0) mit starker Absorption N_{H high} = 2.0´ 10²³ cm^-2 bei höherer Energie. Das weiche Spektrum wird durch gestreute primäre Strahlung erklärt und macht etwa 5% der nichtabsorbierten härteren Komponente bei 1 keV aus.	From pointed ROSAT observations on BAL QSOs upper limits for the X-ray fluxes were found resulting in large values for the X-ray loudness. Observing the BAL QSO PHL5200 with ASCA Mathur et al. found it to be strongly intrinsically absorbed N_H~10²³cm^-2 but the low count rate inhibited a detailed spectral analysis. ASCA with its wide energy range is currently the only instrument capable of testing the intrinsic absorption hypothesis and to study the matter distribution, ionization state and abundances. However, long pointed observations of LBQS 2212-1759 and PG 0043+039 resulted only in upper limits, and only the very bright (m_v = 14.99) and nearby quasar PG 1411+442, detected already in a deep ROSAT PSPC observation, was seen with ASCA. While the ROSAT spectrum is very steep and the fitted absorption is compatible with the Galactic value the ASCA spectrum appears to be flat and complex. The best joint ASCA - ROSAT fit consists of a steep spectrum at lower energies absorbed by Galactic N_H and a high-energy flat (G _high= 2.0) power law, heavily absorbed by N_H high = 2.0´ 10²³ cm^-2. The soft component is interpreted as the scattered primary radiation, about 5% of the unabsorbed hard flux at 1 keV. (Boller, Brinkmann)

Abb. II-37: Schematische Darstellung der direkten und indirekten Röntgen-Sichtlinien in BAL QSOs. Die Röntgenstrahlung entlang der direkten Sichtlinie zum Beobachter wird durch hohe Flächendichten der ausströmenden Materie (10²⁴ cm^-2) stark absorbiert. Die an Elektronenwolken gestreute Röntgenstrahlung entlang der indirekten Sichtlinie ist signifikant weniger absorbiert und dominiert den beobachteten Röntgenfluss. Fig. II-37: A schematic model showing the possible X-ray lines of sight in a highly polarized BAL QSO. X-rays, which would travel directly to the observer, through the outflowing Compton thick matter (10²⁴ cm^-2) are strongly absorbed. X-rays that are scattered by a compact electron "mirror" of moderate Thomson depth are able to reach the observer with significantly less absorption and thus dominate the observed flux.
3.7 Entfernte Quasare	3.7 Distant Quasars
Beobachtungen von hoch-rotverschobenen Quasaren sind von kosmologischer Bedeutung, da diese Quasare vermutlich zu den ersten kompakten Objekten im expandierenden Kosmos gehören. Der Quasar GB 1428+4217 ist gegenwärtig das entfernteste Objekt (z = 4.72), welches im Röntgenbereich detektiert ist. ROSAT HRI und ASCA Beobachtungen ergeben eine extrem hohe Röntgenleuchtkraft von etwa 1.3´ 10⁴⁷erg s^-1 sowie Variabilität mit einem Faktor von 2 auf einer Zeitskala von etwa 2 Wochen im System des Beobachters. Die ASCA und ROSAT HRI Beobachtungen erlauben keine präzise Bestimmung der Absorption der Röntgenstrahlung im weichen Energiebereich. In Zusammenarbeit mit Fabian und Brandt haben wir deshalb GB 1428+4217 während der letzten ROSAT Beobachtungen im Dezember 1998 mit dem PSPC Detektor beobachtet (Abb. II-38).	Observations of high redshift quasars are of broad cosmological importance since they are thought to be associated with the earliest collapsed structures. The radio-loud quasar GB 1428+4217 is currently the most distant X-ray detected object (z = 4.72). ROSAT HRI and ASCA observations revealed an extreme X-ray luminosity of about 1.3´ 10⁴⁷erg s^-1as well as variability of a factor of 2 on a timescale of 2 weeks in the observer frame. The ASCA observations did not allow to place meaningful constraints on the X-ray absorption and the ROSAT HRI did not give the required spectral information. Together with Fabian and Brandt, we thus observed GB 1428+4217 during the last days of ROSAT in December 1998 (Fig. II-38), employing the excellent low-energy sensitivity of the PSPC detector to constrain the intrinsic X-ray absorption as well as to measure associated spectral variability.
Ein Potenzgesetz-Modell mit einem Wert der Absorption, fixiert auf den galaktischen Wert, ergibt keine adequate Beschreibung der spektralen Energieverteilung von GB 1428+4217 und kann mit statistischen Methoden ausgeschlossen werden. Dagegen ergibt eine Potenzgesetz-Anpassung mit freiem Wert für die Absorption ein statistisch akzeptables Modell. Der Wert der Absorption im weichen Röntgenbereich liegt dabei interessanterweise signifikant über dem galaktischen Wert. Im System des entfernten Quasars beträgt diese Absorption etwa 10²²cm^-2. Die ROSAT PSPC Beobachtungen haben damit die entfernteste absorbierende Materie nachgewiesen, die bisher mittels Röntgenspektroskopie gefunden wurde.	A power law model with the absorption fixed at the Galactic value of N_H does not provide an adequate description of the spectral energy distribution of GB 1428+4217 and can be statistically rejected. A power law fit with the absorbing column density as a free parameter does result in statistically acceptable fits. The soft X-ray absorption is in excess of the Galactic column towards GB1428+4217 at the 5s level. This excess low-energy cutoff translates into an intrinsic X-ray absorption of about 10²²cm^-2. Thus, the ROSAT PSPC observations have revealed the existence of the most distant matter yet probed with X-ray spectroscopy. (Boller, Freyberg)
	Abb. II-38: ROSAT PSPC Beobachtung des hochrotverschobenen, z = 4.72, und röntgenleuchtkräftigen L(0.1-2.4 keV) = 1.3´ 10⁴⁷ erg s^-1 Quasars GB 1428+4217. Diese Aufnahme wurde während der letzten ROSAT PSPC Beobachtungen im Dezember 1998 gewonnen. Durch die ROSAT PSPC Beobachtungen wird die bisher entfernteste röntgen-absorbierende Materie nachgewiesen Fig. II-38: ROSAT PSPC observation of the z = 4.72 X-ray luminous L(0.1-2.4 keV) = 1.3´ 10⁴⁷ erg s^-1 quasar GB 1428+4217 obtained during the final days of the satellite in December 1998. Intrinsic soft X-ray absorption is detected making it the most distant matter yet probed with X-ray spectroscopy.
3.8 Gamma-"helle" AGN	3.8 g -Ray Loud AGN
Der Nachweis starker g -Strahlung von vielen aktiven galaktischen Kernen (AGN) des sogenannten Blasar-Typs ist eine der wichtigsten Entdeckungen des Compton Gammastrahlen-Observatoriums (CGRO). Bei vielen Quellen dominiert die Gamma-Leuchtkraft während Gamma-Ausbrüchen die bolometrische Leuchtkraft. Zusammen mit den beobachteten schnellen zeitlichen Schwankungen können diese hohen Leuchtkräfte nur durch gerichtete ("gebeamte") Emission aus einem relativistischen Jet erklärt werden. Die allgemein akzeptierte Vorstellung ist, dass die Gamma-Strahlung durch Compton Wechselwirkung von hochenergetischen Leptonen und weichen Photonen erzeugt wird, wobei letztere dabei in den Gamma-Bereich gestreut werden. Höhepunkte in diesem Jahr sind die Ergebnisse von Multifrequenzkampagnen der Virgo Region (speziell die Quasare 3C 273 und 3C 279) und von Centaurus A, sowie eine Suche nach MeV- und GeV-Strahlung von den beiden bekannten TeV-Blasaren Markarian 421 und 501.	The detection of strong g -ray emission from many blazar-type Active Galactic Nuclei (AGN) is one of the most important discoveries of the Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO). During flaring periods the g -ray luminosity can significantly dominate the bolometric luminosity in many sources. Together with the observed short-term variability, these large luminosities suggest beamed emission from a relativistic jet. The general scenario is that the g -ray radiation is generated by inverse-Compton interaction of relativistic leptons with soft photons boosting them to g -ray energies. Highlights in this year are the results from multiwavelength campaigns of the Virgo region (especially 3C 273 and 3C 279) and Centaurus A, and a search for MeV- and GeV-emission from the two prominent TeV-blazars Markarian 421 and 501.
	Abb. II-39: Gleichzeitig gemessenes Röntgen- und Gamma-Spektrum von 3C 273 vom Januar/Februar 1999. Die RXTE Datenpunkte (+) und das am besten passende Potenzgesetz sind dargestellt. EGRET konnte den Quasar bei Energien oberhalb 100 MeV nicht nachweisen und nur eine obere Flussgrenze liefern, die unter der Annahme eines Potenzgesetzes mit Photonenindex 2.6 zwischen 100 MeV und 1 GeV als Spektrum dargestellt ist. Fig. II-39: Simultaneous X-ray and g -ray spectrum of 3C 273 as observed during the January/February 1999 campaign. The RXTE (+) spectral points are shown together with the best-fit power-law spectrum (solid line). EGRET did not detect the quasar at energies above 100 MeV providing an upper limit on the flux. For the upper limit line, drawn between 100 MeV and 1 GeV, a spectral power-law shape with photon index of 2.6 is assumed.
	Abb. II-40: 3C 279 Multifrequenzspektren zu verschiedenen Zeiten. Die Ergebnisse von 1999 (gefüllte Sterne, rot) passen gut zu den beiden früheren Messungen in den Jahren 1991 und 1996, als 3C 279 hell im Gamma-Bereich war. Fig. II-40: Broad-band spectra of 3C 279 for different epochs. The 1999 results (filled stars, red) reported here fit nicely to the two previous measurements in 1991 and 1996 when 3C 279 was in a g -ray high state.
Zu Beginn des Jahres 1999 wurden Hochenergie-Kampagnen auf die Blasare 3C 273 und 3C 279 durchgeführt, mit gleichzeitigen RXTE und CGRO (OSSE, COMPTEL und teilweise EGRET) Satellitenbeobachtungen. Diese Messungen wurden noch ergänzt durch simultane Bodenbeobachtungen in verschiedenen Radio- und optischen Bändern. 3C 273 wurde in allen Radio- und optischen Bändern deutlich nachgewiesen und zeigte im Röntgenbereich zwischen etwa 2.5 und 100 keV ein E^-1.6-Potenzgesetz. Im Übergangsbereich zwischen Röntgen- und Gamma-Strahlung (100 keV - 1 MeV) mit OSSE und bei MeV-Energien mit COMPTEL wird der Quasar jeweils mit etwa 5s "gesehen". Überraschenderweise kann EGRET bei Photonenenergien oberhalb 100 MeV die Quelle nicht nachweisen. Das gleichzeitig gemessene Hochenergiespektrum von 3C 273 zeigt den bekannten spektralen Übergang bei MeV-Energien (Abb. II-39), der zwischen 30 und 100 MeV sehr scharf sein muss. Dies könnte ein Hinweis darauf sein, dass im MeV- und >100 MeV-Bereich verschiedene Emissionsmechanismen dominieren. 3C 279 wurde signifikant in den Radio- und optischen Bändern gemessen, wobei er im optischen sehr zeitvariablel war und starke Strahlungsausbrüche zeigte. Im Röntgenbereich (2.5-20 keV) wurde ein E^-1.6-Potenzgesetz gemessen. Oberhalb 20 keV wurde der Quasar nur schwach detektiert, jedoch in jedem Band mit mindestens 3s . Die COMPTEL Messung bewies, dass 3C 279 zum 3. Mal während der CGRO-Mission "gamma-hell" war mit Flusswerten im 10-30 MeV-Band wie während den beiden beobachteten früheren Gamma-Ausbrüchen (Abb. II-40). Das Röntgen-Potenzgesetz kann geradewegs bis 30 MeV extrapoliert werden, was darauf schließen läßt, dass nur eine einzige Emissionskomponente oder ein Mechanismus in diesem Spektralbereich dominiert.	In early 1999 high-energy campaigns on the Virgo blazars 3C 273 and 3C 279 with simultaneous RXTE and CGRO (OSSE, COMPTEL, and partly EGRET) observations were carried out, supplemented with simultaneous ground-based observations in the radio and optical bands. 3C 273 was detected in all observed radio and optical bands. In X-rays (~2.5-100 keV) the quasar exhibited an E^-1.6 power-law spectrum. At the transition region from X- to g -ray energies (100 keV - 1 MeV) the quasar was "seen" at the 5s level by OSSE and at MeV-energies by COMPTEL. Surprisingly, EGRET did not detect 3C 273 above 100 MeV. The combined simultaneous high-energy spectrum of 3C 273 shows the well-known bending at MeV-energies (Fig. II-39). The non-detection by EGRET requires a strong spectral turnover between 30 and 100 MeV, and could suggest different generation mechanisms for the MeV and >100 MeV photon populations. 3C 279 is significantly detected in the radio and optical bands, showing strong time variability and flaring activity in the optical. In X-rays the blazar has a simple E^-1.6 power-law spectrum between 2.5 and 20 keV. Between 20 keV and 30 MeV the detection significances become marginal, although the source is detected in each band at ³ 3s . The COMPTEL detection shows that 3C279 was in a g -ray high state for the third time during the CGRO mission, reaching flux levels at 10-30 MeV as measured during the two previous g -ray high states (Fig. II-40). The X-ray power-law shape can be extrapolated up to 30 MeV without any obvious breaks or bendings. This suggests that this part of the spectrum is emitted by a single emission component or mechanism.
Abb. II-41: Cen A Breitbandspektrum vom Juli 1995. Aufgetragen ist die pro logarithmischem Frequenzinterval abgestrahlte Leistung. Der UV-Fluss ist nicht bezüglich der (unbekannten) Absorption korrigiert. Fig. II-41: Broad-band spectrum giving the emitted power per logarithmic frequency interval of Cen A in July 1995. The UV-flux is not corrected for the (unknown) absorption.

Abb. II-42: Breitbandspektrum von Mkn 421. Die COMPTEL Flüsse (rot, grün), nicht zeitgleich gemessen, sind in das publizierte Multifrequenzspektrum eingetragen. Fig. II-42: Broad-band spectrum of Mkn 421. The non-simultaneous COMPTEL fluxes (red, green) are included in the published multifrequency spectrum.
Die Radiogalaxie Centaurus A (Cen A) ist eine der nächsten Aktiven Galaxien. Eine Multifrequenzkampagne mit Beobachtungen vom Radio- bis zum Gammabereich wurde im Juli 1995 durchgeführt. Sie ergab, dass die Hochenergieemission etwa bei 10²⁰ Hz (d.h. etwa 500 keV) ihr Maximum hat, und somit dieser Teil des Spektrums von der harten Röntgen- bzw. weichen Gamma-Strahlung dominiert wird (Abb. II-41). Deshalb ist es für die Modelliering der Hochenergiestrahlung von Cen A wichtig, die MeV-Emission zu berücksichtigen. Der Fluss und die spektrale Form oberhalb 1 MeV schränkt die Emissionsmodelle stark ein. Der große Sichtwinkel zwischen Jetachse und Beobachter bedingt, dass die g -Photonen, die bei Blasaren wohl in einen kleinen Winkels um die Jetachse emittiert werden, irgendwie zum Beobachter gestreut werden müssen. Alternativ könnte es bedeuten, dass die g -Photonen vom Jet oder Galaxienzentrum isotrop emittiert werden, und somit direkt sichtbar sind.	The radio galaxy Centaurus A (Cen A) is one of the nearest AGN. A multifrequency campaign from radio to g -ray energies was carried out in July 1995. It revealed that the high-energy emission peaks at ~10²⁰Hz (i.e. around 500 keV), proving that the X- to g -ray part of the spectrum is dominated by the hard X-ray/soft g -ray emission (Fig. II-41). Thus it is important to include the MeV-emission when modelling the high-energy spectrum of Cen A. The spectral shape and the emission detected above 1 MeV puts strong constraints on the models for the g -ray emission of Cen A. The large viewing angle between the jet axis and the observer requires that the g -ray photons - usually assumed to be beamed into a small cone around the jet axis (e.g. blazars) – are scattered towards the observer. Alternatively, it requires the generation of g -ray photons in the jet or the nucleus, which are emitted isotropically and thus are directly observable.
Die bekanntesten TeV-Blasare sind Markarian (Mkn) 421 und 501. Beide sind schwache MeV- und GeV-Quellen, weil keine von beiden bisher bei MeV-Energien von COMPTEL nachgewiesen wurde, und EGRET, im Bereich zwischen 100 MeV und 30 GeV, bisher nur Mkn 421 "gesehen" hatte. Eine systematische Suche nach MeV-Emission in 7 Jahren von COMPTEL-Daten verlief für Mkn 501 erfolglos. Jedoch wurde in Teilen der Daten eine schwache MeV-Quelle an der Himmels-position von Mkn 421 gefunden. Eine Suche nach Mkn 501 in den EGRET Daten einzelner Tage führte zur Entdeckung eines kurzen GeV-Ausbruchs am 6. Mai 1996. Diese Ergebnisse lassen eine zeitvariable MeV- und GeV-Emission beider Quellen vermuten (Abb. II-42), und deuten an, dass für die Gamma-Emission dieser beiden TeV-Blasare mehrere spektrale Komponenten verantwortlich sein könnten.	The most prominent TeV-blazars are Markarian (Mkn) 421 and 501. They are weak MeV- and GeV-sources because none of them had been previously detected by COMPTEL at MeV energies, and EGRET, at energies above 100 MeV, has only yet "seen" Mkn 421. A search for MeV-emission using 7 years of COMPTEL data provided only non-detections for Mkn 501. However, a weak source feature, positionally consistent with Mkn 421, was found in parts of the data, indicating a non-permanent nature of its MeV-emission. A search for Mkn 501 using daily EGRET data led to the discovery of a short GeV-flare occurring on May 6, 1996. These results indicate a time-variable MeV- and GeV-emission of both blazars (Fig. II-42) and suggest that several spectral components might be responsible for the g -ray emission of both TeV-blazars. (Collmar, Kanbach, Reimer, Schönfelder, Steinle)
3.9 Wechselwirkungen von AGN mit ihren Umgebungen	3.9 Interaction of AGN with their Surroundings
Frühere ASCA/ROSAT Beobachtungen der nahen Radio-Galaxie MRC 0625-536 zeigten, dass die Röntgenemission dieses Systems hauptsächlich von dem umgebenden Galaxienhaufen Abell 3391 stammt. Mit der besseren räumlichen Auflösung des HRI haben wir versucht, den Anteil zu bestimmen, der von der Dumbbell Galaxie ESO-161-IG-007 herrührt, dem optischen Gegenstück der Radioquelle, und herauszufinden, welche der beiden Galaxien die aktivere ist. Die Radioemission stammt von der östlichen Galaxie, die auch das Maximum der Röntgenhelligkeit aufweist, und die insgesamt als Punktquelle nicht mehr als 3% zum Röntgenfluss des gesamten Systems beiträgt. Die beiden Radio-Jets, besonders der nördliche, scheinen in Regionen höherer Röntgenemission abgelenkt zu werden. Eine Abschätzung des relativistischen Druckes in den Jets, bei Annahme von Gleichgewicht zwischen Teilchen- und Magnetfeldenergie zeigt, dass dieser mehr als 50 mal größer ist als der thermische Druck des Umgebungsgases. Dennoch beeinflußt das Gas im Galaxienhaufen sehr stark die Ausbreitung der Jets.	Previous ASCA/ROSAT observations of the nearby radio galaxy MRC 0625-536 revealed that the X-ray emission from this system largely arises in the surrounding cluster Abell 3391. With the superior spatial resolution of the HRI, we can now constrain the X-ray luminosity fraction attributable to the dumbbell galaxy ESO-161-IG-007, the optical counterpart of the radio source. The radio emission clearly originates from the eastern galaxy, where the X-ray brightness peaks. The X-ray flux from the central point source amounts to less than 3% of the total X-ray emission from the system. Both radio jets are deflected, in particular the northern jet seems to be bent by a region of enhanced X-ray emission. Estimating the pressure in the radio jets, using equilibrium conditions between magnetic field energy and relativistic particles we find that the pressure in the jets is more than 50 times larger than the thermal gas pressure in the cluster. Nevertheless, the cluster gas strongly affects the motion of the jets.
RGB 1745+398 wurde in Nachfolgeuntersuchungen der RASS - Green Bank 5 GHz Korrelationen als BL Lac Objekt identifiziert. Die Entdeckung einer blauen, bogenförmigen Struktur ca. 8" südöstlich des BL Lacs deutet auf einen Galaxienhaufen hin. BL Lac Objekte in Galaxienhaufen als Gravitationslinsen sind relativ selten und die Position des BL Lacs im Haufenzentrum deutet an, dass ein Teil der Röntgenemission vom heissen Gas des Haufens stammt. Die ROSAT HRI Beobachtungen zeigen, dass RGB 1745+398 eine relativ geringe Leuchtkraft hat und, entsprechend seiner Röntgen- und Radioeigenschaften, ein "low energy peaked" BL Lac ist. Das BL Lac Objet emittiert ca.48% des gesamten Röntgenflusses. Aus den Röntgendaten haben wir die physikalischen Parameter des Galaxienhaufens bestimmt und finden, dass die gravitierende Masse einige 10¹²M¤ ist. Dieser Wert ist konsistent mit dem aus den optischen Daten ermittelten. Der Bruchteil der Gas-Masse ist 0.1% - 2.1% der Gesamtmasse des Haufens, was zeigt, dass wir einen leichten Haufen oder eine Gruppe von Galaxien sehen. Dieses Resultat stimmt mit Überlegungen überein, dass BL Lac Objekte nur in Gruppen oder in armen Haufen der Klassen < 0 zu finden sind.	Another object, RGB 1745+398, was identified as a BL Lac object in optical follow up observations of the correlation of the ROSAT All Sky Survey and the Green Bank 5 GHz radio survey. The discovery of a blue, arc-like structure 8" southeast of this nearby BL Lac indicates the presence of a cluster of galaxies. BL Lacs in clusters as gravitational lenses are relatively rare. ROSAT HRI observations show that RGB 1745+398 has a rather low X-ray luminosity and, according to its radio to X-ray properties, is a low energy peaked BL Lac, and it contributes about 48% to the total soft X-ray emission. We have also determined the physical parameters of the cluster, and find that the total gravitating mass is M_tot = few ´ 10¹²M¤ consistent with the value derived from optical data. The gas mass fraction ranges between 0.1% and 2.1% of the total cluster mass. The results agree with the claim that BL Lac objects are found in groups of galaxies or in relatively poor clusters with richness class < 0.
RX J1234.6+2350 wurde erstmals in der ROSAT - Green Bank Korrelation gefunden und optisch als Quasar identifiziert. In dem FIRST 1.4 GHz Radio-Survey finden sich drei Quellen, mit eindeutigen optischen Gegenstücken innerhalb der ROSAT Positionsungenauigkeit. Der Quasar ist keine Radioquelle. Dass eine Röntgenquelle von mehreren Radioquellen umgeben ist, findet sich relativ häufig in der Korrelation zwischen dem ROSAT und dem FIRST Katalog. Es erscheint plausibel, dass die Röntgenemission von einem fernen, unidentifizierten Galaxienhaufen stammt, während die empfindlichen Radiomessungen einzelne Galaxien in diesem Haufen finden. Obwohl die optischen Spektren ein relativ schlechtes Signal-zu-Rausch Verhältnis haben, scheinen die drei Galaxien bei der gleichen Rotverschiebung (z ~ 0.13) zu liegen. Die Röntgenemission ist ausgedehnt und die Helligkeitsverteilung ist nicht konsistent mit der einer Punktquelle. Die Variation des Röntgenflusses zwischen dem ROSAT Survey und der pointierten Beobachtung deutet darauf hin, dass der Quasar einen Groß-teil zur Röntgenemission beiträgt, obwohl auch bei radio-leisen Quasaren Flussvariationen um einen Faktor vier relativ selten sind.	An X-ray source surrounded by several faint radio sources has occurred relatively often in the correlation of the FIRST 1.4 GHz VLA Survey and RASS catalogs. It is possible that in these cases the X-ray emission originates from a distant cluster of galaxies while the sensitive radio observations trace individual galaxies in the cluster. One of these cases, RX J1234.6+2350, was first seen in the correlation between the ROSAT Survey and the Green Bank 5 GHz survey and optically identified as a quasar. In the FIRST survey, three radio sources, each with its own optical counterpart, are located within the RASS position error circle. The central quasar is not a radio emitter. Although the optical spectra are of relatively low signal-to-noise ratio, the redshifts of the three FIRST radio galaxies are well determined (z ~ 0.13) and in agreement given our errors. The X-ray emission is extended and the radial intensity distribution is not consistent with the point spread function of the HRI. The change in the X-ray flux between the ROSAT survey and the pointed observation strongly favors the quasar as the main contributor to the X-ray emission, although for radio-quiet quasars flux changes by a factor of four are rare. (Brinkmann, Gliozzi)
3.10 Korrelation des ROSAT Surveys mit dem FIRST Survey	3.10 Correlation of ROSAT Survey with FIRST Survey
	Abb. II-43: Verteilung des Parameters "radio-loudness", log R für Quasare. Die obere Kurve zeigt alle Quasare und die schraffierte Fläche entspricht den neu identifizierten Quasaren. Fig. II-43: Distribution of quasars as function of their radio-loudness, log R. The top line represents all quasars, and the hatched region indicates the newly classified quasars.
Entsprechend heutiger Auffassung der AGN Klassifikationsschemen sind Quasare Objekte, die unter kleinen Winkeln zu ihrer Symmetrieachse gesehen werden. Quasare werden entsprechend ihrer radio-loudness, d. h. dem Flussverhältnis R = f_5GHz/ f_2500Å unterschieden, wobei die Grenze zwischen radio-laut/leise bei R = 10 liegt. Früher wurde angenommen, dass radio-laute Quasare in anderen Umgebungen leben als radio-leise Objekte und dass ein physikalischer Unterschied zwischen den beiden Klassen existiert. Kürzlich hat sich jedoch gezeigt, dass beide Typen in den gleichen Muttergalaxien vorkommen können. Abschätzungen ergeben, dass ca.10% der Quasare radio-laut sind. Allerdings ist dieser Wert sehr unsicher und auch die Schärfe der Trennungslinie wird debattiert, was aus der Tatsache resultiert, dass nur für wenige Quasar-Stichproben tiefe Radio- Nachbeobachtungen gemacht wurden.	According to current unification schemes quasars are AGN, which are viewed from angles close to the system axis of symmetry. One of the discriminators among different types of quasars is their radio-loudness, given by the parameter, R = f_5GHz/ f_2500Å,and where R=10 defines the radio loud/quiet boundary. The commonly accepted paradigm has been that a genuine physical difference exists between radio-loud and radio-quiet quasars, but it has become clear recently that both types of objects can reside in any type of host galaxy. Estimates place the fraction of radio-loud quasars at 10%, but there are large uncertainties associated with this value, as well as on the sharpness of the transition between radio-loud and radio-quiet source populations. These uncertainties are due to the fact that only a handful of large unbiased quasar samples have had deep follow-up radio observations.
Wir haben eine Quellliste der ROSAT Durchmusterung mit dem FIRST Radio - Katalog korreliert, dessen hohe Sensitivität (1 mJy bei 1.4 GHz) und hohe räumliche Auflösung (£ 1") eine eindeutige Zuordnung mit optischen Quellen erlaubt und die Untersuchung der spektralen Energieverteilung über einen weiten Bereich von radio-lauten, -leisen, und Übergangs - Objekten gestattet.	To remedy this situation we have correlated the ROSAT All Sky Survey source list with the FIRST VLA radio survey. The FIRST survey's combination of high sensitivity (1 mJy at 1.4 GHz) and positional accuracy (£ 1") makes it possible to identify unambiguously optical counterparts for sources, and provides the opportunity to sample adequately the spectral energy distributions of a wide range of radio-quiet, -loud, and -intermediate objects.
Abb. II-43 zeigt die radio-loudness - Verteilung der 146 Quasare dieser Studie. Klassische radio-laute Quasare haben typischerweise 3 £ log R £ 4. Das Histogramm zeigt, dass die meisten der ROSAT-FIRST Quasare Werte nahe der radio-laut/-leise Trennungslinie haben und dass es keine klare Separation der beiden Klassen gibt. Unsere Daten zeigen, dass es eine grosse Zahl bekannter Röntgen-heller Quasare mit log R ≤ 0.5 gibt, d. h. im radio-laut/-leisen Übergangsgebiet. Bis auf Ausnahmen haben alle sehr schwache 1.4 GHz Flüsse und wurden bisher nicht als Radioquellen angesehen.	Fig. II-43 gives the radio-loudness distribution of the 146 quasars in the sample. Classical radio-loud quasars typically have 3 £ log R £ 4. The histogram shows that most ROSAT-FIRST quasars have log R values near the radio-quiet - radio-loud transition and there is no evidence for a radio-loud / radio-quiet bimodality. Our data show that there are a large number of "previously known" (X-ray bright) quasars at log R ≤ 0.5, i.e. in the intermediate regime between radio-loud and radio-quiet. With a few exceptions, these objects have very low 1.4 GHz fluxes (1-3 mJy) and previously were not associated with any known radio source.
Eine genaue Kenntnis der Beziehungen zwischen den Leuchtkräften L_x~L_ob^o and L_x ~ L_rb^rist nötig, um die Quasar – Evolution sowie ihre breitbandige Energieverteilung zu verstehen. Mittels orthogonaler Regressionsmethoden fanden wir, dass b _o ~1 ist und dass b _r von der Core-Dominanz der Radioemission abhängt. Für auf uns zu gerichtete Quellen korreliert die Röntgenemission linear mit dem Core-Fluss; im allgemeinen tragen beide, der diffuse sowie der Core - Fluss zu der Korrelation bei.	A knowledge of the exact form of the luminosity correlations L_x~L_ob^o and L_x ~ L_rb^ris required to relate the quasar statistics (e.g., evolution, luminosity function) in the different wave bands, and to understand their spectral energy distributions. Using an orthogonal direction regression analysis we previously found that b _o ~1 and that the value obtained for b _r depends on the core dominance of the radio emission. For highly beamed sources, the X-ray luminosity correlates linearly with the core radio flux but in general both the core flux as well as the total radio flux contribute to the correlation.
	Abb. II-44: Monochromatische Röntgenleuchtkraft von Quasaren als Funktion der Leuchtkraft im Radiobereich. Ausgefüllte Punte zeigen die radio-ruhigen Objekte (log R £ 1) und offene Kreise die radio-lauten Quasare (log R > 1). Die Regressionsgeraden sind für die radioruhigen (gestrichelte Linie) und radiolauten Quasare (strichpunktierte Linie) dargestellt. Fig. II-44: The quasar monochromatic X-ray luminosity as a function of the radio luminosity. Filled dots represent radio-quiet objects (log R £ 1), open dots radio-loud quasars (log R > 1). The regression lines are plotted for the radio-quiet (dashed line) and radio-loud quasars (dash-dotted line).
In Abb. II-44 zeigen wir die Korrelation zwischen den monochromatischen Röntgen- sowie Radio-Leuchtkräf-ten. Mit den gleichen Analysemethoden wie zuvor finden wir für die radio-laute Gruppe eine Korrelation mit der Steigung b _rl = 0.48 mit grosser Streuung, während der Wert für die radio-leisen Objekte b _rq =1.012 ist. Der Wert für die radio-lauten Objekte entspricht dem früher gefundenen und deutet auf eine relativ inhomogene Population räumlich aufgelöster und nicht-aufgelöster Quellen hin. Die Steigung b _rq ~1 ist ein starker Hinweis dafür, dass in radio-leisen Quasaren die Radio-Emission ein direktes Maß der nuklearen Aktivität ist, so wie bei radio-lauten Quasaren mit hoher Core-Dominanz. Diese Ergebnisse sind konsistent mit neueren VLA Untersuchungen naher radio-leiser Quasare, bei der gefunden wurde, dass die Radio-Emission direkt aus dem Kern der zentralen Maschine des Quasars kommt. Allerdings haben radio-leise Quasare im allgemeinen steile Spektren (a _r ~ 0.7), während radio-laute Objekte mit hoher Core-Dominanz gewöhnlich Flachspektrums-Quellen sind.	Fig. II-44 shows a correlation between the monochromatic X-ray and radio luminosities. The radio-loud subgroup shows a correlation with a slope of b _rl = 0.48 with a large intrinsic variance, while the slope is b _rq =1.012 for the radio-quiet objects. The value for the radio-loud objects is very similar to that found previously. This, as well as the large value of the intrinsic variance, indicates an inhomogeneous population of resolved and unresolved radio sources. The slope b _rq ~1 is a strong indicator that in radio-quiet quasars the radio emission is a direct tracer of the nuclear activity, as it is in radio-loud quasars with high core dominance. This is consistent with recent results of a VLA study of nearby low-redshift radio-quiet quasars where the radio emission is found to originate in a compact nuclear source, directly associated with the central engine of the quasar. However, radio-quiet quasars generally have steep spectral indices (a _r ~ 0.7), while radio-loud objects with high core dominance are usually flat-spectrum sources. (Brinkmann, Siebert)

MPE Jahresbericht 1999 / MPE Annual Report 1999

HTML version: 2000-03-13; Helmut Steinle