Ein beachtlicher Teil der gesamten wissenschaftlichen Arbeit am Institut entfällt auf die Untersuchung von nahen normalen, Starburst- und aktiven Galaxien. Aufgrund der wissenschaftlichen Expertise und der Instrumententwicklungen des Instituts in einem großen Wellenlängenbereich – von Gamma über Röntgen und Infrarot bis zu Millimeter – ist das MPE in der einzigartigen Lage, diese lokalen Galaxien über weite Größenskalen zu untersuchen, verschiedene empirische Eigenschaften und physikalische Mechanismen zu erforschen und zu einem umfassenden Verständnis von diesen Objekten zu gelangen. Mit den Untersuchungen im Röntgenwellenlängenbereich können wir so unterschiedliche Prozesse erforschen wie die detaillierten Akkretionsabläufe in aktiven Kernen und massiven Doppelsternen, die Physik von Supernovae oder die heißen Plasmen und ausgedehnten Ausflüsse, die durch die gemeinsamen Einflüsse von Sternen in einem Starburst erzeugt werden. Mit Hilfe von Infrarotdaten können wir die Dynamik und Sternpopulationen im galaktischen Zentrum, in der Nähe von aktiven und ruhenden Galaxien und Starbursts näher betrachten, und nach "dunklen Massen" und jungen Sternen suchen, die sonst durch große Extinktionen versteckt blieben. Gammastrahlung ermöglicht es uns, die energiereichsten Regionen im Zentrum aktiver Kerne zu erforschen und das intergalaktische Medium zwischen uns und den AGNs zu verstehen. Diese Forschungsgebiete sind es, welche die Phantasie der Forscher am MPE beflügeln.
The
study of nearby normal, starburst, and active galaxies comprises a
substantial amount of the scientific effort of the entire institute. Having
scientific expertise and instrument development capability in a wide range of
wavelengths – from gamma-rays, x-rays, and near-IR through millimeter, puts
MPE in the unique position of being able to study these local galaxies over a
range of size scales, to probe different empirical properties and physical,
and to provide the possibility for obtaining a comprehensive understanding of
these objects. Through investigations at X-ray wavelengths we can probe such
diverse processes as the details of the accretion processes in active nuclei
and massive binaries, the physics of supernovae, and the hot plasmas and
large-scale outflows generated by the combined effects of stars in a
starburst. With infrared data we can take a close look at the dynamics and
stellar populations in the Galactic Center, nearby active and quiescent
galaxies, and starbursts to search for "dark masses" and young stars that
might otherwise be lurking behind large amounts of extinction. Gamma rays are
used to probe the most energetic regions in the centers of active nuclei and
to understand the amount of intergalactic medium between us and the AGN.
These are the areas that excite the imaginations of the researchers at MPE.
Das wichtigste diesjährige Ergebnis aus unserem laufenden Programm, SHARP/NTT-Bilder des Sternhaufens und des schwarzen Lochs im Zentrum der Milchstraße aufzunehmen (in Zusammenarbeit mit A. Eckart, Universität Köln), ist die erstmalige Entdeckung der Krümmung der Flugbahn von drei der innersten, schnellen Sterne (S1, S4 und S8), die sich innerhalb von ~10 Lichttagen von der kompakten Radioquelle SgrA* befinden. Obwohl die Detektionen noch im Grenzbereich liegen, wurden bereits signifikante Ergebnisse abgeleitet. Erstens deuten alle abgeleiteten Beschleunigungen auf ein gemeinsames Zentroid hin, das innerhalb der Mess-ungenauigkeit mit SgrA* identisch ist. Zweitens sind die Geschwindigkeiten und Beschleunigungen der drei Sterne vereinbar mit festen Umlaufbahnen um eine Zentralmasse von 3x106 M, wie sie von früheren Eigenbewegungsdaten abgeleitet worden ist. Drittens betragen die Umlaufperioden der innersten Sterne zwischen 10 und 50 Jahre. Dieses Programm stellt die Vorarbeit dar zur Anwendung der CONICA Nahinfrarot-Kamera mit adaptiver Optik (CONICA ist eine Zusammenarbeit zwischen MPE und MPIA, Heidelberg, und wurde in diesem Sommer an das ESO Very Large Telescope geliefert). Aufnahmen mit CONICA mit seiner hervorragenden Sensibilität und der Lichtsammelkraft eines 8 m-Teleskops werden uns eine exzellente Gelegenheit bieten, genaue Umlaufbahnen für eine Reihe von Sternen nahe der Position des schwarzen Lochs zu bestimmen, und das Gravitationspotential des galaktischen Zentrums in der Größenordnung von ein paar Lichttagen oder weniger, einschließlich möglicher Abweichungen von einem Punktmassenpotential, darzustellen. Unser geplantes CONICA-Beobachtungsprogramm wird auch nach Gravitationslinseneffekten suchen, die das schwarze Loch hervorruft, wenn es vor Hintergrundsternen vorbei wandert.
This year’s main highlight of our on-going
SHARP/NTT imaging program of the nuclear star cluster and central massive
black hole in the Galactic centre (in collaboration with A. Eckart, Cologne
University) is the first detection of curvature in the trajectories of three
of the innermost, fast moving stars (S1, S2 and S8) located within ~10 light
days of the compact radio source SgrA*. Although the detections are still at
a marginal level, significant results have already been deduced. First, the
deduced accelerations all point back to a common centroid, which is identical
with SgrA* within the measurement uncertainties. Second, velocities and accelerations
of the three stars are consistent with bound orbits around the 3x106 M central mass deduced from earlier proper motion data. Third, the
orbital periods of the innermost stars are between 10 and 50 years. This
program provides the preparatory work for using the adaptive optics fed
CONICA near-infrared imager and spectrometer (CONICA is a collaboration
between MPE and MPIA, Heidelberg and has been delivered to the ESO Very Large
Telescope this summer). Imaging with CONICA, with its excellent sensitivity
and light gathering power of an 8m telescope will provide us with an
excellent opportunity to determine accurate orbits for a number of stars near
the position of the black hole, and map the gravitational potential of the
galactic centre on scales of a few light days or less, including possible
deviations from a point mass potential. Our planned CONICA observing program
will also search for gravitational lensing of background stars by the black
hole.
Fig. II-28: Photometric and velocity profiles along the major axis of M83. The top plot shows the intensity for a 0.6" slit at PA=51.7° as a function of offset from the location of the visible nucleus. The bottom plot shows the recession velocity (dotted line and triangles) and line of sight velocity dispersion (solid line and circles). The secondary nucleus is evident as a second dynamical peak, which roughly matches the dip in the K band light profile. The visible nucleus is also associated with a sharp gradient in the recession velocity.
Fig. II-29: Ks image of the central region of M83, obtained at the ESO NTT. Contours range from the peak intensity to 5 mag below the peak in steps of 0.25 mag. The plus indicates the location of the photometric peak, while the cross indicates the centre of symmetry of the outer isophotes of the galaxy. Fits to the outer isophotes are indicated by white ellipses.
Wir führen ein Programm mit dem ISAAC Nahinfrarot-Spektrometer mit Langspalt am VLT durch zur Messung der Sterndynamik im Kern von einer Reihe naher Spiralgalaxien. Räumlich aufgelöste Beobachtungen der Geschwindigkeitsdispersion von Sternen entlang des Spaltes würden einen schlüssigen Nachweis über supermassive zentrale Objekte in den Kernen naher Spiralgalaxien, ähnlich unser eigenen Milchstraße, liefern.
We
are carrying out a program with the ISAAC near infrared long slit
spectrometer on the VLT to measure the nuclear stellar dynamics of a number
of nearby spiral galaxies. Spatially resolved observations of the line of
sight velocity dispersion of stars along the slit would provide conclusive
evidence of super massive central dark objects in the nuclei of nearby spiral
galaxies, similar to that in our own Milky Way.
As
part of this program, we have carried out observations of the nuclear region
of M83, where we find evidence for two dynamical centres, perhaps in the form
of a double nucleus. We observe two peaks separated by 2.7" in the velocity
dispersion profile of light from late-type stars measured along a slit 0.6"
wide (Fig. II-28), centred on the peak of K band emission and with
PA=51.7°. The first peak coincides with the peak of the K band light
distribution, widely assumed to be the galaxy nucleus. The second peak, of
almost equal strength, almost coincides with the centre of symmetry of the
outer isophotes of the galaxy (Fig. II-29). The location of the
secondary peak has little K band emission, and appears to be significantly
extincted, even at near infrared wavelengths. If we interpret the observed
stellar velocity dispersion as coming from a virialised system, the two
nuclei would each contain an enclosed mass of 13.2 ´
106 M within a radius of
5.4pc. These could either be massive star clusters, or super massive dark
objects.
Die Magellanschen Wolken (MW) liefern einen Reichtum an Informationen über Röntgenstrahlung emittierende Objekte innerhalb von Galaxien. Um den Vorteil ihrer Nähe und ihrer reichhaltigen Population von Röntgenquellen zu nutzen, haben wir Kataloge aus allen HRI Beobachtungen der MW erzeugt, die komplementär zu den ROSAT PSPC Katalogen der Röntgenquellen in den MW sind. In 17.2 Quadratgrad, die die Grosse MW (GMW) überdecken, wurden 397 Röntgenquellen registriert, in 4.2 Quadratgrad der Kleinen MW (KMW) 121 Quellen.
The
Magellanic Clouds provide a wealth of information about the X-ray emitting
objects in galaxies. To take advantage of their proximity and rich population
of X-ray sources, we made a catalogue, which is complementary to the ROSAT
PSPC catalogues of X-ray sources in the Magellanic Clouds based on all
pointed observations of the ROSAT HRI. In 17.2 sq. degrees covering the Large
Magellanic Cloud (LMC) 397 X-ray sources were detected while in the Small
Magellanic Cloud (SMC) the HRI observations covered an area of 4.2 sq.
degrees in which 121 sources were detected.
Die Zahl der Supernova-Überreste in der GMW ist um einen Faktor vier größer als in der KMW, was in etwa mit dem Verhältnis der projizierten Flächen der Galaxien übereinstimmt, aber klein ist im Vergleich der Massen der zwei Wolken (~10). Die Zahl der bekannten superweichen Quellen und Röntgendoppelsterne ist in beiden Wolken vergleichbar. In der KMW konnte die Zahl der Be/Röntgendoppelsterne auf nahezu 50, und damit auf mehr als das Doppelte erhöht werden, mehr Systeme als in der Milchstrasse bekannt. Ein Vergleich ihrer Leuchtkraftfunktion mit der in der Milchstrasse zeigt keine signifikanten Unterschiede bei den leuchtkräftigen Objekten, die große Zahl von leuchtschwachen Systemen in der KMW lässt jedoch vermuten, dass noch viele solche Systeme in unserer Galaxis zu finden sein sollten.
The
number of supernova remnants in the LMC is larger by a factor of four
compared to the SMC, roughly in accordance with the ratio of the projected
areas of the galaxies but the ratio is small if compared with the ratio of
masses of the two clouds (~10). The number of known super-soft sources and
X-ray binaries are comparable in both clouds. In the SMC the number of
Be/X-ray binaries was more than doubled to nearly 50, even exceeding the
number of such systems known in the Milky Way. A comparison with the
luminosity distribution in the Milky Way reveals no significant differences
at the high-luminosity end but the large number of low-luminosity systems in
the SMC suggests that many such systems may still be undetected in the
Galaxy.
The EPIC pn camera on XMM-Newton received first light from a region in the Large Magellanic Cloud (LMC). It was known from observations of the satellites Einstein and ROSAT that the region contained a variety of X-ray sources. In the area of half a degree diameter observable with XMM-Newton, at least three supernova remnants (one with a 16 ms pulsar), one OB association, two R associations as well as the remnant of the supernova SN1987 A could be detected.
Due
to the big collecting area of the X-ray telescope and the high sensitivity of
the pn camera X-ray sources could be detected in the LMC down to a limiting
luminosity of 1032 erg s-1 and to investigate X-ray
spectra of the brighter sources in the energy band 0.3-12 keV unprecedented by imaging
X-ray detectors.
Sources with highly absorbed low energy emission were investigated (blue point-like objects in Fig. II-30) and are most likely distant quasars shining through the LMC. The X-ray spectra are altered by this process and from them we can deduce the density of the material in the LMC.
Fig. II-30: XMM-Newton EPIC pn first light image representing a part of the Large Magellanic Cloud with a diameter of half a degree. The "X-ray colours" go with increasing photon energy from red to blue.
Fig. II-31: ROSAT PSPC image of M33. The circles and crosses mark X-ray sources detected in PSPC and HRI observations.
Another important result of the XMM-Newton first light observation is the detection of an overabundance of heavy elements like oxygen, neon, magnesium, and silicon in the dark northern part of the field of view (upper part in Fig. II-30). This is strong evidence for past star-forming activity in that area.
In unserem Programm zur Untersuchung der Population von Röntgenquellen in nahen Galaxien haben wir alle ROSAT PSPC und HRI Beobachtungen der Spiralgalaxie M33 aus der Lokalen Gruppe, die sich im Archiv befinden, analysiert. Wir erhielten eine Liste mit beinahe 150 Röntgenquellen bis zu einem Abstand von 50’ vom Kern der Galaxie (Abb. II-31). Die Menge der Daten ermöglicht sowohl ein eingehendes Studium der physikalischen Eigenschaften einzelner Röntgenquellen wie auch der gemeinsamen statistischen Eigenschaften verschiedener Röntgenquellklassen in M33 wie z.B. von Supernova Überresten und Röntgendoppelsternen. Mit Hilfe der Röntgeneigenschaften können die Quellen nach ihren Erzeugungsmechanismen Klassen zugeordnet werden und so die Quellpopulation in dieser Spiralgalaxie späten Typs charakterisiert werden.
As
part of our on-going program to study the X-ray emitting source population in
nearby galaxies, we analysed all ROSAT PSPC and HRI archival data of the
local group spiral galaxy M33. We obtained a list of nearly 150 discrete
X-ray sources within 50' of the nucleus of the galaxy (Fig. II-31). The
large amount of data offers the unique opportunity to study the detailed
physical properties of individual X-ray sources as well as the global
statistical properties of different types of X-ray sources like supernova
remnants and X-ray binaries in M33. The X-ray properties enable the sources
to be classified into different types according to their different X-ray
production mechanisms. We can also characterise the source population in a
late-type spiral galaxy.
Bei einer erneuten Auswertung von ROSAT HRI Beobachtungen der Galaxie Centaurus A (Cen A, NGC 5128) vom Juli 1995 wurde nur 2.5´ südwestlich des Galaxienkerns eine helle Röntgenquelle (RXH J132519.8-430312) entdeckt. Mit etwa 30% der aufsummierten Röntgenleuchtkraft von Kern und Jet von Cen A war diese neue Quelle das hellste Objekt in diesen Beobachtungen. In allen anderen ROSAT Beobachtungen der Galaxie vor und nach 1995 war nichts von dem neuen Objekt zu sehen. Erst Beobachtungen mit dem neuen Röntgensatelliten Chandra im September 1999 zeigen eine schwache Quelle an der ROSAT Position, möglicherweise dieses veränderliche Objekt im Ruhezustand. Sehr wahrscheinlich befindet es sich in der 3 Mpc entfernten Galaxie, obwohl die daraus folgende Röntgenleuchtkraft von 3 x 1033 erg s-1 etwas über dem für Röntgendoppelsterne erwarteten Wert liegt. Die Entdeckung der stark veränderlichen Quelle so nahe beim Kern von Cen A deutet darauf hin, dass die mit Instrumenten geringer räumlicher Auflösung beobachtete Variabilität der Kernregion sowie Spektren von Cen A zum Teil durch dieses veränderliche Objekt beeinflusst sein können.
A new analysis of ROSAT HRI observations of the galaxy NGC 5128 (Centaurus A) from July 1995, revealed a bright X-ray source (designated RXH J132519.8-430312) only 2.5' southwest of the nucleus. It was the brightest point source in the ROSAT HRI field-of-view with a luminosity of about 30% of the combined X-ray luminosity of the nucleus and jet of Cen A. All other ROSAT observations made before and after these observations show no trace of the source. Chandra observations of Cen A made in September 1999 show a source at the ROSAT position, which may be the quiescent counterpart of the transient. It is very probable that the transient is located in NGC5128 although its derived luminosity of 3 x 1033 erg s-1 (at a distance of 3 Mpc to Cen A) is slightly higher than what is expected for normal accretion processes. The detection of this strong and variable X-ray source so close to the nucleus of Cen A is very important, as the known variability of the nuclear region of Cen A could (at least in part) be caused by this transient, and spectra of Cen A could be contaminated by the presence of this source.
Die röntgenhellen Galaxien frühen Typs IC 1262 und NGC 6159 wurden mit hoher räumlicher Auflösung mit dem ROSAT HRI beobachtet. Beide Quellen sind ausgedehnt (>200 kpc Radius) und die helle Röntgenstrahlung entsteht nicht im Kern. Als natürliche Erklärung für die hohe Röntgenleuchtkraft bietet sich eine kleine Galaxiengruppe um IC 1262 und möglicherweise auch für NGC 6159 an. Eine eigenartige, sehr helle bogenförmige Struktur im Zentrum der IC 1262 Emission weist möglicherweise auf eine kürzliche Galaxienverschmelzung hin oder auf hohe Relativgeschwindigkeiten in der Gruppe.
The
X-ray bright early type galaxies IC 1262 and NGC 6159 have been observed
with the high spatial resolution of the ROSAT HRI. Both sources are clearly
extended (>200 kpc radius) excluding a nuclear origin for the bright
emission. A small group of galaxies observed around IC 1262 is the most
natural explanation for its high X-ray luminosity and as might also be the
case for NGC 6159. A peculiar very bright feature in the shape of an arc
in the centre of the IC 1262 emission may be the signature of a recent
merger or indicate high velocities in the group.
Dennerl, Englhauser, Genzel, Haberl, Pietsch, Ott, Schoedel, Sasaki, Steinle,
Tecza, Thatte
In
order to address the question as to the end-point of starburst evolution, we
have begun a study of the CO molecular emission of a sample of advanced
starbursts, classified by having strong Balmer absorption lines in their
integrated spectra. Strong Balmer lines indicate the presence of substantial
numbers of intermediate age stars (100-1000
Myrs). Such galaxies are further split into actively star-forming galaxies
(showing additionally strong optical emission lines, so-called em+A galaxies)
and those without active star-formation (no emission lines, so-called K+A
galaxies). These objects were observed at the IRAM 30m telescope at wavelengths
of 12CO transitions. From these measurements it was possible to
derive total molecular gas masses. The K+As (which lack on-going
star-formation) have depleted their supply of H2. Therefore, they
cannot host further substantial star-formation. On the other hand, the em+A
actively star-forming galaxies generally contain large enough gas reservoirs
to harbour further significant star-formation events. There are some objects
though, which show surprisingly low gas masses, but are still forming stars.
These galaxies are likely in transition from em+A to K+A galaxies and therefore
represent the link between star bursting systems and true post-starburst
galaxies (Fig. II-32).
Fig. II-32: The plot of the equivalent width of the OIIl3727 doublet, EW(OII), versus the ratio of the H2 molecular mass, MH2, and dynamical mass, Mdyn, clearly reveals the difference between the K+A and em+A galaxies. A separation between the two classes could be placed at MH2/Mdyn =0.02, below which only K+As and rapidly declining em+A galaxies can be found. Here boxes represent K+A galaxies, circles em+A galaxies.
Fig. II-33: Comparison between observations of Halo NW (lower points and lower curve, respectively) of NGC 253 and numerical simulations (upper points and upper curve, respectively). The model is based on a galactic wind driven by the starburst; the cooling and ionisation structure have been calculated self-consistently. The result of the spectral fitting is a two-temperature plasma in both cases.
The large populations of young star clusters
observed in interacting/merging galaxies like "The Antennae" (NGC4038/4039)
are widely believed to be the progenitors of a part of the globular clusters
seen today in elliptical galaxies. However, to prove whether or not this
hypothesis is true the masses of individual clusters and the mass function of
the whole cluster population need to be determined. With this goal in mind, we have
begun such a comparison and have obtained medium and high-resolution
spectroscopy of several young star clusters in NGC 4038/4039 using ISAAC on
the ESO VLT-UT1 and UVES on the ESO VLT-UT2. From
these data we have determined the velocity dispersions of stellar absorption
features. In
addition, we have measured size scales and light profiles of our observed clusters
using archival Hubble Space Telescope imaging data. Assuming that the Virial
theorem applies to these clusters, we have used the light profiles and
velocity dispersion estimates to derive dynamical cluster masses of six clusters.
The resulting masses ranged from a few ´ 105 to a few ´ 106
M. These masses are large compared
to the typical mass of a globular cluster (~1´105 M). This result is not surprising
since we selected the brightest clusters for this first analysis. Comparing
our dynamical mass estimates with masses determined from photometry data in
combination with cluster evolution models, we find that there are variations
in the initial mass function among the clusters. This conclusion suggests that the
dynamical evolution of the cluster population is complex. It is possible that
some of the clusters are short-lived and will eventually be destroyed by
dynamical processes. Such dynamical evolution might be the mechanism whereby
the cluster mass distribution of the Antennae galaxies might evolve into one
consistent with the mass distribution of clusters in the local elliptical
population. This program is continuing, now focusing on fainter clusters, and
will eventually allow us to obtain a more complete picture of how the
population of clusters in the Antennae is likely to evolve.
Starburst-Galaxien
zeichnen sich durch eine meist lokal begrenzte, erhöhte Sternentstehungsrate
aus. Wie ROSAT PSPC-Beobachtungen gezeigt haben, besitzt die nahegelegene
Edge-on-Galaxie NGC253 einen ausgedehnten Röntgenhalo, der sich bis etwa 9
kpc senkrecht zur Scheibe erstreckt. Wir haben ROSAT PSPC-Archivdaten vom
Halo Nordwest (NW) neu ausgewertet, indem wir die Haloregion in einander
überlappende Streifen parallel zur großen Halbachse mit einer Dicke von 1.66’
(entsprechend 1.26 kpc) unterteilt haben. Zunächst haben wir ein Spektrum
über den unteren Teil des Halos aufintegriert (Durchmesser ca. 6’) und
gefittet. Es hat sich gezeigt, dass ein Spektrum eines Ein-Temperatur-Plasmas
im Stossionisationsgleichgewicht, ein sog. RS-Modell, statistisch nicht
akzeptabel ist. Ein solches Modell ergibt nur dann einen befriedigenden Fit,
wenn die Metallizität extrem subsolar ist, d.h. Z ~ 0.05. Dies ist jedoch
unwahrscheinlich, da das heiße Gas in einem Starburst chemisch angereichert
ist, und man daher Z ³
1 erwartet. Andererseits erhält man im Rahmen der spektralen Auflösung des
PSPC-Instruments einen sehr guten Fit, wenn man zwei RS-Plasma-komponenten
mit Temperaturen von 0.07 keV bzw. 0.27 keV anpasst. Physikalisch lässt sich
ein solches Mehrtemperaturplasma durch ein Halogas im
Nicht-Ionisations-Gleichgewicht beschreiben. Wir haben daher ein dynamisch
und thermisch selbstkonsistentes Modell zur Ausströmung von heißem Gas aus
der Starburst- in die Haloregion berechnet. Wenn man die Emission für den
Fall eines optisch dünnen Plasmas aufintegriert, durch die
PSPC-Instrumentfunktion faltet und anschließend denselben Fitprozeduren wie
die Beobachtungsdaten unterwirft, erhält man ebenfalls einen statistisch akzeptablen
Zweikomponentenfit mit 0.05 keV bzw. 0.18 keV (Abb. II-33). Ein weiterer
Hinweis, dass es sich im NW-Halo um ein Plasma im
Nicht-Ionisations-Gleichgewicht handelt, ergibt sich aus der Variation des
ROSAT-Band-Verhältnisses R4/R5 entlang der kleinen Halbachse
(Abb. II-34). Es zeigt sich sowohl in den Daten als auch in dem Modell,
dass es in einem Abstand von ca. 1.5 kpc senkrecht zur Scheibe ein
ausgeprägtes Maximum gibt. Daraus lässt sich schließen, dass es keinen
isothermen Halo gibt, sondern dass eine "Temperaturschichtung" existiert, die
auf ein Plasma im Nicht-Gleichgewicht hindeutet.
Starburst galaxies are characterized by a predominantly locally enhanced star formation rate. ROSAT PSPC observations have shown that the nearby edge-on galaxy NGC253 exhibits an X-ray halo that extends to about 9 kpc perpendicular to the galactic disk. We have reanalysed ROSAT PSPC archival data of the halo northwest (NW), by separating this region into overlapping segments parallel to the major axis. These stripes have a thickness of 1.66’ (corresponding to 1.26 kpc). First we have integrated a spectrum over the lower halo region (diameter about 6’) and fitted it subsequently. The result is that a spectrum of a single temperature plasma in collisional ionisation equilibrium (CIE), a so-called RS model, is statistically not acceptable. Only if the metallicity is extremely sub solar, e.g. Z ~ 0.05, can we obtain a satisfactory fit. However, since the hot plasma is rather chemically enriched during a starburst, one would expect Z ³ 1. It turns out that we obtain a very good fit within the spectral resolution limits of the PSPC if we fit TWO RS plasma components with temperatures of 0.07 keV and 0.27 keV, respectively. The physical meaning of such a multi-temperature plasma could be a plasma NOT in CIE. In order to demonstrate this, we have calculated a dynamically and thermally self-consistent model, describing the outflow of hot gas from the starburst into the halo region. If the emission is spatially integrated for the case of an optically thin plasma, then it is folded through the PSPC instrumental response and finally is subjected to the same fit procedures as the observed data. We also obtain a statistically acceptable two component fit with 0.05 keV and 0.18 keV, respectively (Fig. II-33). Further evidence for a plasma not in CIE comes from the variation of the R4/R5 ROSAT band ratios along the minor axis (Fig. II-34). Both the observational data and the model show a conspicuous maximum at a distance of 1.5 kpc perpendicular to the disk. Thus we conclude that there is no isothermal halo, but that there exists a layer of different temperatures, hinting at a plasma not in CIE.
Fig. II-34: ROSAT R4/R5 band ratios as a function of distance perpendicular to the galactic plane of NGC 253 (data of Halo NW are plotted over the model simulations (histogram)).
Fig. II-35: XMM-Newton EPIC image of the NGC 253 disk and nuclear regions. Red, green and blue show respectively the 0.2-0.5 keV, 0.5-0.9 keV and 0.9-2.0 keV bands, while the 2-10 keV emission is shown superimposed as black/white contours. Shown in detail to the lower left is a factor two magnification of the nuclear region. Squares indicate the position of ROSAT-detected sources, and source identifications (including the newly discovered transient, T) are marked. The ellipse marks the optical extent of NGC 253.
The
high XMM-Newton throughput allows a simultaneous investigation of the
spatial, spectral and variability properties of the extended and point source
emission components of the starburst galaxy, NGC 253. We have modelled the
nuclear emission with three plasmas (~0.6, 0.9, and 6 keV) - the higher temperature emission
being more highly absorbed. The high temperature component most likely
originates from the starburst nucleus. Assuming that type IIa supernova
remnants are mostly responsible for the emission above 4 keV, the detection
of the 6.7 keV line gives an estimate of an supernova rate of 0.2 yr-1 within
the nuclear starburst.
Die Verbindung der abbildenden Eigenschaften der EPIC Kameras und der besseren Energieauflösung des RGS Gitterspektrographen wirft neues Licht auf die Strahlung der "Plume" Region, wo der vom Starburst ausgehende Galaxienwind mit dem interstellaren Medium der Galaxienscheibe wechselwirkt. Die Randaufhellung des Plume (Abb. II-35) dokumentiert sich hauptsächlich in den höher ionisierten Emissionslinien (O VII, Fe XVIII, siehe Abb. II-36), während die Struktur <0.5 keV homogener ist. Das deutet darauf hin, dass die Strahlung von einem mehr homogen mit Materie geladenen Komponente stammt, die durch den Starburst Wind geschockt wird.
The
combination of the imaging capabilities of the EPIC cameras and the energy
resolution of the RGS grating spectrometer sheds new light on the emission of
the plume region believed to represent the interaction of the starburst wind
with the interstellar medium of the galaxy disk. The limb brightening of the
plume (Fig. II-35) is mainly seen in higher ionisation emission lines (O
VIII, Fe XVIII, see Fig. II-36), while below 0.5 keV it appears to have
a more homogeneous structure. This suggests that the emission arises from a
more uniformly distributed mass-loaded component, which is shocked by the
starburst wind.
Barden, Breitschwerdt, Freyberg, Genzel, Lehnert, Mengel, Pietsch, Read,
Tacconi, Thatte
Fig. II-36: XMM-Newton grating spectrometer (RGS) spectrum of the bright nuclear area of NGC 253 (covering nucleus and plume). Bright emission lines are identified.
Seyfert 1 und Seyfert 2 Galaxien
Seyfert 1 and Seyfert 2 Galaxies
Um herauszufinden, in welchem Maß - verglichen mit dem AGN - die Kernleuchtkraft von Seyfert-Galaxien
durch die Bildung junger Sterne hervorgerufen wird, haben wir
Nah-Infrarotdaten für eine kleine Stichprobe dieser Galaxien aufgenommen.
Diese H- und K-Banddaten, aufgenommen mit dem feldabbildenden Spektrographen
3D des MPE, umfassen 31 LINER und Seyferts vom Typ 1 und 2, mit ungefähr
gleichmäßiger Verteilung auf die Typen. Nah-Infrarotdaten sind ideal, um
heißen Staub vom AGN aufzuspüren. Sie enthalten außerdem eine Fülle von
Absorptionslinien von späten Riesen und Überriesen, die charakteristisch für
alternde Starbursts sind, und sie sind weniger von Extinktion betroffen.
Unsere Analyse der Daten zeigt, dass ungefähr die Hälfte der Kernspektren
durch die Sternpopulation und nicht vom AGN dominiert wird. Galaxien vom Typ
1 zeigen mehr heißen Staub, es gibt aber für beide Typen Beispiele mit im
Vergleich zum Sternlicht relativ großem bzw. geringem AGN-Beitrag. Ein
ähnliches Ergebnis fanden wir für die Gegenwart einer Punktquelle im Kern.
Große Äquivalentbreiten (EQW) von Brackett-Gamma (Brg) treten hauptsächlich
in Seyfert 1-Galaxien auf, während die meisten Galaxien EQWs haben, die
denen von Starburst-Galaxien ähneln. Hinzu kommt, dass sich die
Brg-Verteilung nahezu immer von der Verteilung der hochangeregten
Emissions-Linien unterscheidet. Beide Ergebnisse deuten darauf hin, dass die
Brg-Emission in diesen Systemen zum großen Teil aus Gebieten heftiger
Sternentstehung stammt.
In
order to investigate the extent to which the central luminosity of Seyfert
galaxies is produced by recent star formation (SF) versus the active nucleus
(AGN), we have obtained NIR data from a small sample of Seyferts. These H-
and K-band integral field spectroscopic measurements, made with the MPE 3D
instrument, are of 31 LINERs and type 1 and 2 Seyfert galaxies, with roughly
equal numbers of types 1 and 2. These spectroscopic bands are sensitive to
hot dust (AGN) emission, include a wealth of stellar absorption lines
characteristic of late-type giant and supergiant stars (SF tracers), and
suffer little from extinction. An analysis of these data shows that about
half of the nuclear spectra are dominated by the stellar population rather
than the AGN. AGN-dominance is a function of type, with Seyfert 1's
preferentially showing more hot dust emission. However, both types have examples
with very high and very low AGN luminosity contributions relative to the
stellar light. Similar results have been found for the presence of a nuclear
point source. Large Brackett-gamma equivalent widths (EW) are found
predominantly in Seyfert 1s, while most of the galaxies have EW values
similar to those found in starburst galaxies. In addition, the Brackett-gamma
morphology is almost always anti-correlated with that of the AGN-produced
high ionization emission line distributions. Both of these facts suggest that a
significant fraction of the Brackett-gamma emission arises from enhanced
nuclear SF in these systems.
Fig II-37: a) A Mid-Infrared image of NGC1068 covering the wavelength range of 7.3-8.3 mm. The contour levels are 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128 and 256 mJy arcsec-2. Note the strength of the continuum emission of the unresolved nucleus, and the ghost effect, which can be seen to the south. b) ISOCAM contours of the circum-nuclear star-forming regions, obtained by mapping the UIB feature at 7.7 mm. The contour levels are 0.75, 1, 1.25, 1.5, 1.75, 2, 2.25, 2.50, 2.75, 3 and 3.25 mJy arcsec-2. The contours are superposed on an image of the molecular gas traced by the 12CO(1-0) emission line convolved to the ISOCAM spatial resolution of ~5". The full-width at half-maximum of the PSF is shown in the bottom right-hand corner of each plot.
We
have observed the prototypical Seyfert 2 galaxy NGC1068 in the
mid-Infrared (5-16 mm) with ISOCAM in low-resolution
spectro-imaging mode. The spatial resolution (~5") allows us to disentangle
the circum-nuclear starburst regions from the emission of the AGN
(Fig. II-37). The MIR emission of NGC1068 is dominated (~75% of the
total) by an unresolved point source. It probably arises from hot dust heated
by the radiation field of the AGN. The MIR spectrum of the AGN is
characterized by a strong continuum and by a lack of detected Unidentified
Infrared Bands (UIBs). Recent MIR high-resolution imaging suggests that the
intense and hard radiation from the AGN is probably able to heat the dust and
destroy the carriers of UIBs not only in the inner torus but also in the
narrow line region. On the contrary, the spatial distribution of the most
intense UIB at 7.7 mm originates almost
exclusively from the starburst regions in the galactic disk with an emission
peaking at the extremity of the stellar/gaseous bar at a distance of 1 kpc
from the AGN (Fig. II-37). Since the UIB emission traces the young
massive stars, it can thus be considered as a very good indicator of star
formation activity unrelated to the dominant AGN emission even relatively
close to a powerful AGN.
In Zusammenarbeit mit J. Kaastra und Kollegen wurde das erste hochaufgelöste Röntgenspektrum einer aktiven Galaxie, aufgenommen mit dem "LETG" Spektrometer des Röntgensatelliten Chandra, ausgewertet. Zahlreiche Absorptionslinien von dem warmen Absorber dieser Galaxie, mit hochionisierter Materie im Kernbereich, konnten zum ersten Mal nachgewiesen werden und erlaubten eine detaillierte Untersuchung der physikalischen Eigenschaften des ionisierten Absorbers und dessen Geschwindigkeitsfeldes.
In collaboration with J. Kaastra the first high-resolution spectrum of an active galaxy, obtained with the LETG spectrometer aboard the Chandra X-ray observatory, was analysed. Absorption lines originating from the ionised absorber of this galaxy have been detected for the first time. These allowed us to carry out a detailed analysis of the physical properties and velocity field of the warm absorber.
Eine Anzahl von 73.197 Galaxien des PGC (Catalogue of
Prinicipal Galaxies) Katalogs wurde mit den 18.811 hellsten Röntgenquellen
der ROSAT Himmelsdurchmusterung korreliert. Ziel der Untersuchung war die Röntgenemission
von normalen Galaxien statistisch zu erfassen. In 904 Fällen wurden innerhalb
eines Suchradiuses von 100 Bogensekunden um die Position einer Röntgenquelle
ein oder mehrere Objekte im Optischen gefunden. Basierend auf optischen
Aufnahmen, denen die Röntgenkontourlinien überlagert wurden, sowie optischen
Nachfolgebeobachtungen, wurde eine Anzahl von 551 Galaxien des PGC Katalogs
ermittelt, die mit hoher Wahrscheinlichkeit in der ROSAT Himmelsdurchmusterung
nachgewiesen wurden. Die Mehrzahl diese Objekte (348 von 551) sind im
Optischen als aktive Galaxien klassifiziert und zeigen Röntgenleuchtkräfte
zwischen 1042
und 1045
erg s-1. 203 Galaxien, die im Optischen als normale,
nicht-aktive Galaxien klassifiziert sind, weisen Röntgenleuchtkräfte über 1042 erg s-1
auf. Röntgenleuchtkräfte, die diesen Wert übersteigen, sind charakteristisch
für aktive Galaxien. Deshalb gehören diese 203 Galaxien vermutlich ebenfalls
zur Klasse der aktiven Galaxien. Damit verbleien 36 Galaxien mit Röntgenleuchkräften
<1042
erg s-1 und 58 Objekte, für die keine Rotverschiebung
bekannt ist. Optische Nachfolgebeobachtungen für diese 58 Objekte sind für
die Klassifikation und weitere Analysen erforderlich.
In
a search for X-ray emission of normal galaxies in the ROSAT All-Sky Survey
(RASS) we correlated the 18,811 RASS sources with the 73,197 galaxies from
the Catalogue of Principal Galaxies (PGC), with its galaxy parameters updated
by the NASA/IPAC Extragalactic Database (NED). In 904 cases we detected
within a search radius of 100" around each X-ray source one or more
candidates as optical counterparts. A visual screening on optical images
overlaid with the observed X-ray contours and optical follow up observations
of some of the galaxy candidates left finally a sample of 551 optical/X-ray
correlations that we regard as sufficiently reliable. The vast majority (348
out of 551) of these X-ray emitting galaxies show pronounced activity in the
optical band (Seyferts, QSOs, Blazars, Liners, etc) and exhibit typical X-ray
luminosities between 1042 and 1045 erg s-1.
In our search for normal galaxies we can also exclude from the 203 galaxies,
all the objects with luminosities exceeding 1042 erg s-1,
a value usually assumed as the maximum luminosity for normal galaxies. That
leaves 36 candidate galaxies with luminosities <1042 erg s-1
and 58 objects with no distance information, for which there is no
demonstrated major activity. Further optical follow up observations on this remaining
sample, comprising about 0.5% of the RASS/BSC sources, are required to
clarify their true level of activity.
Narrow-Line Seyfert 1 Galaxien
Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
Narrow-line
Seyfert 1 (NLS1) Galaxien sind eine spezielle Klasse von AGN, die durch
ihre optischen Linien-Eigenschaften charakterisiert sind: Hb
FWHM ist kleiner als 2000 km s-1, das OIII-Hb
Verhältnis ist < 3 und das Spektrum vom UV bis ins visuelle ist reich
an hoch ionisierten Linien und starken FeII Emissions-Multiplets. Studien im
harten Röntgen-Bereich ergaben, dass NLS1 Galaxien weniger als 10% der
Seyfert Population ausmachen, allerdings zeigten die ROSAT Beobachtungen,
dass bei weichen Röntgenenergien etwa die Hälfte aller AGN NLS1 Galaxien
sind. ROSAT Untersuchungen erbrachten den Nachweis von extremen spektral und
zeitliche Eigenschaften in NLS1 Galaxien und haben unser Verständnis der
physikalischen Bedingungen in den Kernregionen von aktiven Galaxien
entscheidend vorangetrieben. Die ersten Messungen mit dem Röntgensatelliten
XMM-Newton führten bereits zu weiteren, neuartigen Beobachtungsbefunden, die
die astrophysikalische Forschung weiter vorantreiben werden.
Narrow-line Seyfert 1 galaxies (NLS1s) are a peculiar group of AGN characterized by their optical line properties: Hb FWHM does not exceed 2000 km s-1, the [OIII]l5007 to Hb ratio is < 3, and the UV-visual spectrum is usually rich in high-ionisation lines and strong FeII emission multiplets. In hard X-ray studies NLS1 galaxies comprise less than 10% of Seyfert galaxies. However, from the ROSAT All-Sky Survey about half of the AGN in soft X-ray selected samples are NLS1 galaxies. ROSAT observations of NLS1s have revealed extreme spectral and timing properties in NLS1s. The extreme X-ray properties have greatly advanced our understanding of the physical conditions operating the cores of active nuclei. The first XMM-Newton observations of NLS1s obtained during the performance and verification phase have already resulted in new and unexpected observational results, which will further stimulate the research in the rapidly growing and expanding field of Narrow-Line Seyfert 1 research.
Fig. II-38: XMM-Newton EPIC pn light curve of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy Mrk 766 in the 0.2-2 keV energy band. The most striking feature is the presence of a periodic signal with about 4200 seconds. The periodic signal is superimposed on a longer-term count rate increase.
Fig. II-39: Black body temperature versus the bolometric black body luminosity for 4 different time intervals selected from the light curve shown in Fig. II-38. The temperature increases with the source luminosity according to a black body emission law, consistent with a radiating surface remaining constant during the variations.
The
high throughput and long orbit period of XMM-Newton have allowed us to
constrain the X-ray variability of active galactic nuclei far better than has
yet been possible. We observed the ultra-soft NLS1 galaxy Mrk 766 because of
its extreme X-ray brightness. Most interestingly, a strong periodic signal
with 4200 seconds (Fig. II-38) was detected in the light curve of Mrk
766. The strong periodic signal is detected in all three XMM-Newton
detectors, EPIC pn, EPIC MOS and RGS. The spectral fitting results show that
the black body temperature remains constant during the X-ray oscillations.
This observational fact tends to rule out models in which the intensity
changes are due to hot spots orbiting the central black hole. An interesting
possibility is that precession of the inner parts of the accretion disk is
causing the X-ray oscillations. Since precession is a geometrical effect it
does not lead to spectral changes, consistent with the observations.
Instabilities in the inner accretion disk may provide another explanation for
the periodic signal. The periodic oscillations are superimposed on a
long-term count rate increase by a factor of 1.3 over the 29,000 second
observations. This long-term count rate increase is characterized by a
correlation between flux and temperature of the soft component. The
correlation between the bolometric luminosity and the spectral temperature is
close to the Lbb ~ T4 law (Fig. II-39), consistent
with a radiating surface remaining constant during the variations.
Die
röntgen-hellste NLS1 Galaxie ist Ark 564, die mit ASCA im Juni 2000 insgesamt
35 Tage lang beobachtet wurde. Wir haben Ark 564 zwischen dem 6. Juni und dem
24. Juni vom Skinakas Observatorium aus jede Nacht beobachtet. Die
Lichtkurven in den B, V, R und I- Spektralbändern zeigen Nacht - zu - Nacht
Variationen von Dm±0.1 mag. Der Vergleich mit den Röntgen-Lichtkurven von der
ASCA Langzeit-Beobachtung zeigt, dass die Variationen im Röntgenbereich viel
ausgeprägter sind als im Optischen. Eine Kreuz-Korrelations Analyse ergibt
eine Zeitverschiebung von t » 0.8 Tagen zwischen
dem Röntgenbereich und dem optischen Licht, allerdings mit geringer
statistischer Signifikanz. Diese Ergebnisse implizieren starke
Einschränkungen für theoretische Modelle über die Re-Prozessierung der
primären Röntgenstrahlung durch die Akkretionsscheibe.
The
X-ray brightest NLS1 galaxy is Ark 564, which was observed with ASCA for 35
days in June 2000. We monitored Ark 564 in the optical between June 04, 2000
and June 24, 2000 from Skinakas Observatory. The light curves obtained in B,
V, R and I bands show night-to-night variations of approximately Dm±0.1
mag. Comparison with the X-ray data from the simultaneous ASCA long-look
observation shows that the variations in X-rays are much more pronounced than
in the optical band. A cross correlation analysis yields a time lag of t » 0.8
days between the X-rays and optical light, however with low statistical
significance. The results put strong constraints on models involving the
reprocessing of the primary X-rays by the accretion disc.
Die Röntgenspektren und die Zeitvariabilität ausgewählter Narrow-Line Seyfert 1 Galaxien wurden untersucht. Die Objekte zeigen sehr unterschiedliches Zeitverhalten. Während Mrk 1298 wiederholte, schnelle Variabiltät um einen Faktor 2 auf Zeitskalen von ca. 800 Sekunden aufweist, ist die Röntgenemission von QSO 0117-2837 über den Beobachtungszeitraum konstant. Alle existierenden ROSAT-Beobachtungen von NGC 4051 wurden kombiniert, um das Langzeitverhalten der Variabilität der Leuchtkraft und der Eigenschaften des warmen Absorbers zu untersuchen. Dabei stellte sich heraus, dass die Zählrate um einen Faktor 30 variiert, während die physikalischen Parameter des warmen Absorbers nahezu unverändert bleiben. Dies legt Nicht-Gleichgewichtseffekte im ionisierten Material nahe. Das Röntgenspektrum des "narrow-line" Quasars PG1404+226 zeigt eine interessante Besonderheit: eine Absorptionssignatur bei 1 keV. Modellrechnungen zeigen, dass diese Struktur durch erhöhte Neon- oder Eisenhäufigkeiten erklärt werden kann. Eine Analyse des UV-Spektrum des Quasars zeigt weiterhin, dass UV- und Röntgenabsorber ein und dieselbe Komponente darstellen, falls Stickstoff überhäufig ist.
We analysed X-ray spectra and temporal variability of selected Narrow-line Seyfert 1 galaxies (NLS1s). Whereas Mrk 1298 shows repeated rapid variability by a factor 2 on the time scale of ~800 sec, the X-ray emission of QSO 0117-2837, which is characterized by one of the steepest soft X-ray spectra observed so far, is constant throughout the observing interval. All existing ROSAT observations of NGC 4051 were combined in order to study the long-term variability of intrinsic luminosity and warm absorber. Whereas the count rate varies by a factor ~30 the physical properties of the warm absorber remain nearly constant. This suggests that non-equilibrium effects affect the ionisation state of the absorber. The X-ray spectrum of the narrow-line quasar PG1404+226 shows an interesting peculiarity: an absorption signature at ~1.1 keV. Model calculations show that a possible explanation for this is increased iron or neon abundance. An analysis of the HST-UV spectrum of the quasar further reveals that UV and X-ray absorber represent one and the same component if overabundant nitrogen is assumed.
Basierend auf Photoionisationsrechnungen wurden die ungewöhnlichen optischen Emissionslinien-Verhältnisse der NLS1 Galaxien untersucht. Es zeigt sich, dass diese am besten durch geringere Gesamtemissivität der NLR erklärt werden können; hervorgerufen durch Gasmangel in der NLR oder die Dominanz von materie-gebundenen Gaswolken.
Based on photoionisation calculations, we investigated the unusual optical emission-line ratios of NLS1 galaxies. We find that the line-ratios are best explained by a low total emissivity of the narrow-line region (NLR), caused by a deficiency of material or the dominance of matter-bounded clouds.
An
important question for the understanding of NLS1 galaxies is how their
properties depend on the orientation of the sources with respect to the
line-of-sight. In this respect the presence of radio emission and the associated
relativistic jet in radio-loud NLS1 galaxies is crucial since it provides an
independent handle on the orientation issue. PKS 0558-504 is one of the few
radio-loud NLS1 galaxies detected so far. In X-rays it is characterized by a
steep spectrum, high luminosity and strong variability. We studied the
temporal properties of PKS 0558-504 with observations from ROSAT and
XMM-Newton. From ROSAT High Resolution Imager (HRI) observations and the
survey data we find strong and persistent X-ray variability on both short and
medium time-scales. The most extreme amplitude variations require a radiative
efficiency exceeding the theoretical maximum for a Schwarzschild black hole,
suggesting the presence of a rotating black hole or the influence of relativistic
beaming effects. The spatial analysis rules out the possibility that the high
luminosity and the strong variability are related to an unrelated nearby
source. From the XMM-Newton observations, we found that the long-term light
curve is characterized by persistent variability with a clear tendency for
the X-ray continuum to harden when the count rate increases. Another strong
correlation on long time scales was found between the variability in the hard
band and the total flux. On shorter time scales we discovered the presence of
smooth modulations, with characteristic time of about 2 hours seen in each
individual observation. The short-term spectral variability is rather complex
but can be described by a well-defined pattern in the hardness ratio-count
rate plane.
Wir haben die Röntgenvariabilität eines kompletten Samples mit 113 Aktiven Galaktischen Kernen (AGN), welche vom ROSAT Bright Source Catalogue abgeleitet worden sind, durch Vergleich der ROSAT Himmelsdurchmusterungsdaten mit punktierten ROSAT Beobachtungen untersucht. Während die meisten Quellen typisch mit Faktoren von 2 bis 3 variieren, erscheinen 3 Quellen als Röntgentransiente (IC 3599, WPVS007, RX J1624.9+7554) und eine Quelle als röntgentransienter Kandidat (RX J2217.9-5941). Die letztere Quelle ist eine sowohl auf kurzen wie auch auf langen Zeitskalen hochröntgenvariable Narrow-Line Seyfert 1 Galaxie. Sie ist eine der leuchtkräftigsten AGN mit einem der steilsten Röntgenspektren aus unserem gesamten kompletten AGN Sample. Die wahre Natur dieses Objektes ist bislang unklar und es bedarf daher weiterer Beobachtungen.
We have studied the X-ray variability of a
complete sample of 113 Active Galactic Nuclei (AGN) derived from the ROSAT Bright Source
Catalogue by comparing ROSAT All-Sky Survey (RASS) data with ROSAT pointed
observations. While most sources typically vary by factors of 2-3, three
sources appear to be X-ray transient (IC 3599, WPVS007, RXJ1624+74) and one
source is an X-ray transient candidate (RXJ2217-59). The latter source is a
highly X-ray variable Narrow-Line Seyfert 1 galaxy on short as well as
on long timescales. It is one of the most luminous
AGN with one of the steepest X-ray spectra among all objects of the complete
AGN sample. Its
real nature is unclear and deserves further observations.
Boller, Brinkmann, Grupe, Komossa, Lehnert, Pietsch, Sosa-Brito,
Tacconi-Garman, Trümper, Zimmermann
Ultraleuchtkräftige IRAS-Galaxien und Merger
Ultra-luminous IRAS Galaxies and Mergers
Neuere Beobachtungen im Fern-Infraroten/Sub-millimeter-Bereich
deuten darauf hin, dass sehr leuchtkräftige, staubreiche Starburst-Galaxien wesentlich
zur kosmischen Sternentstehungsrate bei z ³ 1 beitragen. Bei
diesen staubreichen Starbursts könnte es sich um elliptische Galaxien bzw.
die zentralen Verdickungen von Spiralgalaxien (sogenannte bulges) in
der Entstehung handeln. (Ultra-)leuchtkräftige Infrarot-Galaxien ((U)LIRGs)
stellen wahrscheinlich die lokalen Gegenstücke der Galaxienpopulation bei
hoher Rotverschiebung dar. ULIRGs erweisen sich ausnahmslos als Merger (d.h.
Produkte der Verschmelzung) von gasreichen Scheibengalaxien. Eine zentrale
Frage ist daher, ob sich ULIRG-Merger zu elliptischen Galaxien entwickeln.
Wenn wir das letztendliche Schicksal von ULIRGs verstehen, sollten wir somit
auch etwas über die Entstehung von elliptischen Galaxien lernen. Um das
Szenario,
ULIRGs seien elliptische Galaxien in der Entstehung, zu testen, haben wir im
vergangenen Jahr ein Programm durchgeführt, in dem wir Nahinfrarot-Spektren
hoher Auflösung von 12 ULIRG-Mergern aufgenommen haben, die sich zumeist im
Endstadium ihrer Verschmelzung befinden. Durch die hohe Auflösung unserer
neuen Keck- und VLT-Daten (~0.5") können wir die kinematischen Verhältnisse
in diesen Galaxien sehr detailliert studieren. Die Kombination von Teleskopen
der 10m-Klasse, ihren exzellenten Spektrographen ISAAC und NIRSPEC und einem
Seeing von unter einer Bogensekunde, hat es zum ersten mal ermöglicht,
Spektren mit genügend hoher Qualität von diesen relativ weit entfernten
(z~0.1) und lichtschwachen Mergern zu erhalten (Abb. II-40).
Recent
observations in the far-infrared/submillimeter wavelength region suggest that
very luminous dusty starbursts contribute significantly to the cosmic star
formation rate at z ≥ 1. These dusty starbursts may be large
bulges/ellipticals in formation. (Ultra-) luminous infrared galaxies
((U)LIRGs) are probably the local analogues of the high-z population.
Invariably ULIRGs turn out to be mergers of gas rich disk galaxies. A key question,
therefore, is whether ULIRG mergers evolve into elliptical galaxies.
Understanding the eventual fate of ULIRGs may thus also address the origin of
elliptical galaxies. To test the elliptical-in-formation scenario we have carried out a program of high-resolution, near-IR spectroscopy
of 12 ULIRG mergers during the past year. Due to the ~0.5" resolution of the
VLT and Keck data we have been able to derive stellar and gas kinematics of
these galaxies, most of which are compact systems in the last stages of the
merger evolution. The combination of 10m-class telescopes, the excellent
facility class spectrometers ISAAC and NIRSPEC, and sub-arc second seeing
have made it possible, for the first time, to obtain the necessary high
quality spectra of the fairly distant (z~0.1) and faint mergers (Fig. II-40).
Wir fanden heraus, dass der dynamische Zustand der Sterne in diesen ULIRGs weitgehend relaxiert ist. Sie besitzen in der Tat die gleiche Reff-σ-Projektion des fundamentalen Parameterraums (fundamental plane) wie Galaxien, deren Dynamik durch Druck dominiert wird (elliptische Galaxien, Abb. II-40). Daneben zeigen die Sterne aber auch eine nennenswerte Rotationsbewegung. Gas und Sterne sind weitgehend entkoppelt. Die Verteilung der Geschwindigkeitsdispersionen und effektiven Radien, sowie das Verhältnis der Rotationsgeschwindigkeit zur Dispersion in unserem ULIRG-Ensemble erinnern sehr stark an elliptische/linsenförmige Galaxien mittlerer Masse (~L*), von denen die meisten scheibenförmige Isophoten und erhebliche Rotation besitzen. ULIRGs unterscheiden sich deutlich von massereichen, elliptischen Riesengalaxien mit kastenförmigen Isophoten, großen Kernen und wenig oder gar keiner Rotation. Unsere Resultate sind in guter Übereinstimmung mit neueren anderen Arbeiten, die andeuten, dass scheibenartige elliptische Galaxien durch das dissipative Verschmelzen gasreicher Scheibengalaxien entstehen können, während die kastenförmigen (boxy) elliptischen Riesengalaxien mit großen Kernen eine andere Entstehungsgeschichte haben müssen.
We find that the ULIRG mergers indeed fall on the Reff-s projection of the fundamental plane of hot galaxies (Fig. II-40). Their stellar dynamics is largely relaxed. Pressure dominates but significant stellar rotation exists for most of the sample. Gas and stellar dynamics are largely decoupled. The distribution of velocity dispersions and effective radii and the ratio of rotation velocity to dispersion in the ULIRG sample closely resemble those of intermediate mass (~L*) elliptical/lenticular galaxies most of which have "disky" isophotal shapes and significant rotation. ULIRGs are very different from massive, giant elliptical galaxies with boxy isophotal shapes, large cores and little or no rotation. Our results are in good agreement with recent other work indicating that disky ellipticals can form through dissipative mergers of gas rich disk galaxies while the box-shaped giant ellipticals with large cores must have a different formation history.
In einer vorangegangenen Studie eines großen Ensembles von ULIRGs im mittleren Infrarot mit ISO konnten wir zeigen, dass 70 bis 80% aller ULIRGs ihre Energie vornehmlich aus stark vermehrter Sternentstehung beziehen. Um nach Korrelationen zwischen den Merkmalen der ULIRG-Spektren im nahen und im mittleren Infrarot zu suchen, haben wir ULIRGs mit H- und K-Band-Spektren geringer Auflösung untersucht. Als AGN-Indikatoren haben wir dabei entweder breite Wasserstoff-Rekombinationslinien verwendet, oder/und die hochangeregte Linie von [Si VI] (Ionisationspotential von 167 eV). In keinem der untersuchten ULIRGs haben wir breite Geschwindigkeitskomponenten von Wasserstoff-Rekombinationslinien (z.B. Paα oder Paß) gefunden. Keiner der ULIRGs, die aufgrund ihrer MIR-Spektren als hauptsächlich von Starbursts angetrieben eingestuft wurden, zeigt irgendein Anzeichen eines (hinter Staub) verborgenen AGNs im nahen Infrarot. Im Allgemeinen stützen unsere Beobachtungen im nahen Infrarot die Vorstellung, dass ULIRGs ihre Energie hauptsächlich aus ihrer vehementen Sternbildung beziehen.
In
a previous investigation of a large sample of ULIRGs in the mid-infrared by
ISO it was established that 70-80% of ULIRGs are dominated by starburst
activity. To look for a correlation between the characteristics of the
mid-infrared and near-infrared spectra in ULIRGs, we carried out a
low-resolution spectroscopic study of ULIRGs in the H- and K-bands. As AGN
indicators we used either the detection of broad hydrogen recombination
lines, and/or the high ionisation line [SiVI] (ionisation potential of 167
eV). Broad velocity components of the hydrogen recombination lines (e.g., Paa or Pab)
were not detected in any of the observed ULIRGs. None of the ULIRGs classified
by their mid-infrared spectra as being powered by a starburst show any evidence
in the near-IR for having an obscured AGN. Generally, our observations in the
near-IR support the idea that the dominant energy source in ULIRGs is
starburst activity.
Fig. II-40: Results from near-IR spectroscopy with VLT and Keck of ultra luminous merging galaxies. The outer panels show the spectra of some of the sources (solid line) with overlaid fits of a broadened stellar template star (M0I star). The central panel shows the Reff-s projection of the fundamental plane.
A near-infrared imaging and spectroscopic study of 6 nearby ULIRGs with known red shifts has been carried out to search for key signatures of AGN. A promising avenue was to explore the colour and shape of the nuclear continuum at high spatial resolution. We found that most of the nuclei are resolved on kilo-parsec scales. These extended structures suggest that there is significant circum-nuclear star formation or that the merger of the two nuclei is not yet completed. At 0.5"resolution, the nuclei have very red colours, which cannot in general be reproduced by reddening stellar light, but require an additional component of hot dust emission.
In allen Kernen bis auf zwei, muss mehr als 50% des K-Band-Kontinuums von heißem Staub stammen. Die Temperatur des Staubes lässt sich ableiten aus einem Vergleich der beobachteten Spektralverteilung mit Modellen, die auf den JHK-Farben beruhen. In allen Fällen ergibt sich einen Temperatur, die am oberen Ende des erlaubten Bereichs ist, nämlich T ³1000K. Allerdings können wir daraus noch nicht zwingend auf die Existenz eines AGN schließen, da es Anzeichen gibt, dass so heißes Gas auch in stellaren Prozessen durch stochastisches Aufheizen kleiner Körner erzeugt werden kann.
We
find that in all except two nuclei more than 50% of the K-band continuum must
originate in hot dust. Comparison of models derived from the JHK colours to
the observed spectral shapes allows the temperature of the dust emission to
be constrained, and we find in every case that it is at the upper end of the
permissible range, ³1000K. However, at
this stage we cannot be sure that this implies there is an AGN present since
there is evidence that stellar processes can also generate such hot dust via
stochastic heating of small grains.
Wir haben begonnen, numerische Methoden zu erarbeiten, um individuelle und statistische Vergleiche zwischen solchen Modellen und beobachteten Mergern, wie dem Antennen-System (NGC4038/39), durchzuführen. Die selbstkonsistenten N-Körper-Modelle und hydrodynamischen Modelle beinhalten eine zwar vereinfachende, aber praktikable Beschreibung der Sternentstehung, so dass wir in der Lage sind, solche Sternentstehungsvorgänge und Gasströmungen zu studieren. Diese Vorgänge scheinen für das Verständnis der ULIRG-Mergers von besonderer Bedeutung zu sein. Ein erstes Resultat für die Antennen ist, dass das Gebiet, in dem die beiden Galaxien überlappen, als Brücke aus Gas und Sternen zwischen den beiden wohlgetrennten Kernen verstanden werden kann. Die Brücke wird aus den sich in diesem Umlauf gegenüberliegenden Armen der Galaxien gebildet. Die Modelle müssen jedoch weiter verbessert werden, da die Gasmenge in der Brücke im Vergleich zur Beobachtung nicht groß genug und die Sternentstehungsrate zu niedrig ist.
We have begun work on methods to pursue individual and statistical comparisons between numerical models and observations in nearby merging galaxies, such as the "Antennae Galaxies", NGC 4038/4039. We include a simplified but practical description of star formation as part of the self-consistent n-body and hydrodynamics model. We are thus focussing on the gas flow and star formation processes that appear to be very important for the understanding of ULIRG mergers. For the Antennae Galaxies, an immediate result obtained with our method is that the gas-rich overlap region between the two galaxy bodies can be understood as a bridge of gas and stars between the well separated nuclei. The bridge is formed by the counter-tails between the galaxies, which happen to overlap in this orbital configuration. However, the model needs to be improved, since the gas content in the bridge is not large enough compared with observations, and the star formation in the bridge is far too weak.
Wir haben die Auswertung unseres großen Archivs an MIR-Spektren aktiver Galaxien (Starbursts, AGNs und ULIRGs) fortgesetzt. Diese Spektren wurden mit niedriger und hoher spektraler Auflösung mit den verschiedenen Spektrographen des Infrared Space Observatory (ISO) gewonnen und sind das Ergebnis des ISO-Kernprogramms über infrarot-helle Galaxien, das am MPE durchgeführt wurde. Zuletzt haben wir in NGC4418, einer nahen, leuchtkräftigen Galaxie, die Staubbanden im Bereich 6 bis 8 μm und das darunter liegende ungestörte MIR-Kontinuum untersucht. Wir haben das Absorptionsspektrum von NGC4418 mit denjenigen eingebetteter massereicher Proto-Sterne und des galaktischen Zentrums verglichen und die Absorptionen Eiskörnern und Körnern hydratisierten amorphen Kohlenstoffs zugeordnet. Der Tiefe der Absorptionen nach muss die zentrale Quelle, die die MIR-Emission erzeugt, tief in Staubwolken eingehüllt sein. Durch die gegebene Geometrie und die geringe Größe der Quelle kommt nur ein verborgener AGN als Strahlungsquelle in Frage.
We
have continued the exploitation of our large inventory of mid-infrared
spectra of active galaxies (starburst galaxies, AGNs, and ULIRGs). These
spectra have been obtained with the low and high-resolution spectrometers
(SWS, CAM-CVF, and ISOPHOT-S) on board the Infrared Space Observatory (ISO)
as part of MPE's ISO key project on infrared bright galaxies. Recently we
have analysed the features in the 6-8mm region superimposed on a
featureless mid-infrared continuum in NGC 4418, a nearby, luminous galaxy. We
compared the absorption spectrum of NGC 4418 to that of embedded massive
proto-stars and the Galactic centre, and attributed the absorption features
to ice grains and to hydrogenated amorphous carbon grains. From the depth of
the ice features, the central source responsible for the mid-infrared
emission must be deeply enshrouded. Combined with the small size of the
mid-infrared source, only an AGN can be effectively hidden within the
geometry at hand.
Im vergangenen Jahr haben wir unsere Modelle weiterentwickelt und verfeinert, mit denen wir die Spektren heller Infrarotgalaxien quantitativ in die Beiträge von Sternentstehungsgebieten, AGNs und Extinktion zerlegen können. Dieses Werkzeug haben wir benutzt, um die Energiequelle von ULIRGs zu untersuchen, und insbesondere um die Beiträge von Starbursts und AGNs zur Emission von ULIRGs im mittleren Infrarot zu quantifizieren. Dabei verwenden wir eine Kombination eines Starburst-Spektrums (M82) und eines AGN-Spektrums (Potenzfunktion), die numerisch optimal an die beobachteten Spektren angepasst wird. Starburst und AGN können dabei in unterschiedlichem Maße durch Extinktion geschwächt werden. Dieses Diagnosemittel haben wir auf unser Ensemble von MIR-Spektren niedriger Auflösung von 15 ULIRGs angewendet, die mit dem CVF-Spektrographen von ISOCAM gewonnen wurden. Die Modelle, bei denen die Extinktion für Starburst und AGN unterschiedlich ist, sind deutlich erfolgreicher als Modelle mit einheitlicher Extinktion. Die Resultate be-stätigen unsere früheren Ergebnisse, die auf dem einfacheren Kriterium der UIB-Stärke beruhten. Dies wiederum beweist die Robustheit dieses Kriteriums als diagnostisches Mittel zur Untersuchung der Energiequelle von ULIRGs. Der Übergang zwischen den Galaxien, deren hauptsächliche Energiequelle Starbursts sind, und denjenigen, bei denen AGNs dominieren, findet ungefähr bei 1012.4 bis 1012.5 L¤ statt. In Einzelfällen können aber auch Starburst-Galaxien Leuchtkräfte von 1012.65 L¤ erreichen.
In
the past year we have developed more sophisticated models to decompose
quantitatively the spectra of infrared bright galaxies into the contributions
of star formation, AGNs and extinction. These tools have been used to
investigate of the power source of ULIRGs, specifically to characterize the
relative contribution of star formation and AGN activity to the mid-infrared
emission of ULIRGs. The ULIRG spectra are fitted by a superposition of a
starburst (M82) and an AGN spectrum (power-law), both of which may be
obscured at different levels. We have applied this new diagnostic tool to our
sample of low-resolution mid-infrared spectra of 15 ULIRGs obtained with the
CVF spectroscopy mode of ISOCAM. Models in which starburst and AGN obscuration
differ are significantly more successful than models with a single
extinction. The results of the decomposition support our earlier results
based on the more simplistic PAH strength criteria, and prove the robustness
of the aromatic emission feature as a diagnostic of ULIRG power sources. The
transition from mostly starburst powered to mostly AGN powered sources occurs
at 1012.4 to 1012.5 L¤, but individual
luminous starbursts are found up to 1012.65 L¤.
Röntgenbeobachtungen von wechselwirkenden Galaxien
The X-ray view of interacting galaxies
Die Wechselwirkung von Galaxien führt vermutlich zu einer verstärkten Sternentstehungs- und Kernaktivität. Im Röntgenbereich führt die erhöhte Sternentstehungsrate zu einer erhöhten Leuchtkraft durch die erhöhte Supernovarate. Zusätzlich wird vermutlich die Akkretionsrate auf das zentrale Schwarze Loch erhöht, was ebenfalls zu einer Leuchtkrafterhöhung führt. Um die Rolle der Galaxienwechselwirkung zu studieren, wurde eine optisch-spektroskopisch selektierte Stichprobe von Seyfert 1 and Seyfert 2 Galaxien (Rafanelli et al. 1995) mit ROSAT Punktbeobachtungen und der ROSAT Himmelsdurchmusterung korreliert. Dabei sind 92% der wechselwirkenden Seyfert 1 Galaxien und 48% der Seyfert 2 Galaxien als Röntgenemitter nachgewiesen worden. Bei Seyfert 1 Galaxien wird eine Korrelation zwischen dem Photon Index und der Röntgenleuchtkraft nachgewiesen (Abb. II-41). Dabei wird die spektrale Energieverteilung steiler mit wachsender Röntgenleuchtkraft. Die steigende Röntgenleuchtkraft wird vermutlich durch eine erhöhte Akkretionsrate verursacht. Eine erhöhte Akkretionsrate bedingt vermutlich eine erhöhte Temperatur der Akkretionsscheibe. Eine mögliche Erklärung für die erwähnte Korrelation ist deshalb ein Akkretionspektrum welches mit erhöhter Temperatur einen größeren Emissionsbeitrag im ROSAT Energieband liefert. Weiterhin wird bestätigt, dass NLS1s steilere Röntgenkontinua aufweisen als breitlinige Seyfert 1 Galaxien. Seyfert 2 Galaxien zeigen ähnlich steile Spektrum verglichen mit NLS1s. Während die steilen Röntgenkontinua in NLS1s mit einer erhöhten Eddington-Leuchtkraft, bei geringeren Massen des Schwarzen Loches, in Verbindung gebracht werden, sind die steilen Röntgenkontinua in Seyfert 2 Galaxien vermutlich durch starke Sternentstehungsaktivität außerhalb des absorbierenden molekularen Torus bedingt.
Interaction between galaxies is considered to have a wide importance in triggering starburst and AGN activity. In the X-ray band, starburst activity will result in an increase in the X-ray luminosity due to the enhanced supernova rate. In addition, galaxy interaction might cause an increase in the accretion rate onto the black hole, resulting in an additional increase in the X-ray luminosity. To study the role of galaxy interaction in influencing the X-ray emission characteristics we have investigated a sample of spectroscopically selected Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies in the optically selected sample of Rafanelli et al. (1995). In the ROSAT pointed observations (PSPC and HRI) and the ROSAT survey we have detected 92% of interacting Seyfert 1 and 48% of Seyfert 2 galaxies in our sample. For Seyfert 1 galaxies we have found a correlation between the photon index, G, and the soft X-ray luminosity LX (Fig. II-41). A clear trend of a steepening of the X-ray spectrum with increasing X-ray luminosity is detected. The high X-ray luminosity is most probably related to the accretion rate, which is an increasing function of the temperature of the accretion disk. Therefore, a possible explanation for this effect might be a shifted and strengthened accretion disk spectrum. We confirm that NLS1s have steeper X-ray continua than broad-line Seyfert 1 galaxies. Seyfert 2 galaxies show similar steep X-ray continua compared to NLS1s. While the steep X-ray continua for NLS1s is expected to be related to high values of the Eddington luminosity in combination with small black hole masses, the steep X-ray continua for Seyfert 2 galaxies are probably due to the dominant X-ray emission from the circum-nuclear starburst.
Fig. II-41: Relation between the X-ray luminosity and the steepness of the spectral energy distribution (here a simple power-law model with the photon index G was used).
Fig. II-42: Relation between the dimensionless gravitational interaction strength Q and the far-infrared, LIR , and the X-ray luminosity, LX , for interacting Seyfert 1 galaxies. The plot suggests an increase in luminosity for increasing values of the interaction strength. The marked objects with low luminosities are probably absorbed sources with emission from the circum-nuclear starbursts and scattered radiation from the nuclei.
The
interaction can be described by a dimensionless gravitational interaction
strength Q, which is roughly proportional to the diameters of the interacting
galaxies and inverse proportional to their distance. Therefore Q is obviously
large for close and relatively large companions. Our data result in an
increasing far-infrared and increasing X-ray luminosity with increasing
interaction strength for Seyfert 1 galaxies (Fig. II-42). Both
strengthen the suggestion that galaxy interaction triggers an increased
accretion rate and starburst rate.
NLS1s und Seyfert 2 Galaxien weisen die größten Werte der Leuchtkraft im Ferninfraroten auf, verglichen mit Seyfert 1 Galaxien. Dies deutet auf verstärkte Sternentstehungsprozesse in NLS1s hin, ein Szenario, welches von Mathur vorgeschlagen wurde.
NLS1
and Seyfert 2 galaxies show the highest values of far-infrared
luminosity compared to Seyfert 1 galaxies. This fact points to nuclear
starburst activity taking place in NLS1 galaxies as suggested by Mathur.
Zusätzlich wurde die Röntgenvariabilität von Seyfert 1 und Seyfert 2 Galaxien auf kurzen und langen Zeitskalen untersucht. Interessanterweise zeigen sich Hinweise für Röntgenvariabilität in 3 Seyfert 2 Galaxien auf Zeitskalen von Stunden (NGC 1068, IRAS 0147-0740, NGC 4388). Eine mögliche Erklärung kann in einer partiellen Abdeckung der Kerngebiete in Seyfert 1 Galaxien liegen, und Emission aus den Kernen kann teilweise direkt detektiert werden. Bezogen auf Seyfert 1 Galaxien zeigen 58% signifikante Röntgenvariabilität in ROSAT Punktbeobachtungen und der ROSAT Himmelsdurchmusterung.
In
addition, we have investigated the variability of Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies on short and long timescales and found indications for
variability in three Seyfert 2 galaxies on short timescales (NGC 1068,
IRAS 0147-0740, NGC 4388). A possible explanation for this variability might
be the presence of "boreholes" in the absorbing molecular torus around the
central black hole region. Significant X-ray variability during the ROSAT
pointed and survey observations were detected for 58% of the Seyfert 1
galaxies.
Boller, Davies, Englmaier, Genzel, Laurent, Lehnert, Lutz, Mengel,
Rigopoulou, Sturm, Tacconi, Tran
BL Lac
objects are among the most extreme AGN, characterised by featureless energy
spectra and strong variability. Their emission is thought to originate from
relativistic jets strongly beamed towards the observer. The temporal
variations of the high-energetic emission allow conclusions about the
physical conditions in these jets.
We
studied the radio-loud BL Lac object PKS 2155-304 in two very deep ROSAT HRI
observations during a multi-wavelength monitoring campaign. The observed intensity
varied by substantially (more than a factor of two during one month and by
about 20% during another month of monitoring). The variability can be
separated into slow flux changes with time scales comparable to the
observation intervals and superposed, low-amplitude flares with durations of
approximately one day.
A
comparison with all previous ROSAT observations of PKS 2155-304 confirms the
persistence of these phenomena. While over several years the historical amplitudes
of variability have spanned a range of a factor of more than 4.5, PKS
2155-304 varies nearly as much over much shorter periods, thus showing that
the dominant time scales in this blazar are truly quite short.
The
close correspondence between the light curves of November 1996 and November
1991 strongly argues against a microlensing interpretation of these
achromatic variations. BL Lac objects might be the first active galactic
nuclei where systematic intrinsic temporal variations, like the precession of
the jets, can be observed in X-rays given a sufficiently long observational
coverage.
We
observed the BL Lac object Mrk 421 on May 25, 2000 during the XMM-Newton
Cal/PV phase. The high throughput of the X-ray telescopes and the spectral capabilities
of the instruments allow an uninterrupted temporal and spectral study of the
source with unprecedented time resolution. Mrk 421 was found at a relatively
high state with a 2-6 keV flux of (1.3-1.9) ´
10-10 erg cm-2 s-1. The observed
intensity variations by more than a factor of three at highest X-ray energies
are accompanied by complex spectral variations with only a small time lag t= 265+116, -102
seconds between the hard and soft photons, which puts strong constraints on
current jet emission models. The 0.2-10 keV spectrum can be
well fitted by a broken power-law and no absorption structures are found in
the source spectrum at the high spectral resolution of the transmission
gratings.
Brinkmann, Gliozzi
MRC
2251-178 was the first quasar initially discovered in X-rays, and the first
one found to host an ionised absorber. The quasar has turned out to be an
outstanding object in many respects. It has a high ratio of X-ray-to-optical
luminosity, is surrounded by the largest quasar emission-line nebula known,
and is located in the outskirts of a cluster of galaxies. Our analysis of
deep ROSAT observations of MR 2251-178 gives the following results: With a
soft X-ray luminosity of 1045 erg s-1, MRC
2251-178 is one of the brightest soft-X-ray AGN in the local universe.
Unexpectedly for such a luminous source, we see repeated short-timescale
variability. Remarkably, we do not detect any excess X-ray cold absorption,
which excludes the presence of a huge HI envelope around the quasar and
constrains formation scenarios for the very extended optical emission-line
nebula, which surrounds the quasar. We confirm the presence of an ionised absorber
of high column density. The X-ray emission from the intra-cluster medium is
weak or absent. None of the other member galaxies of the cluster to which MRC
2251-178 belongs, are detected in X-rays. However, east of the quasar there
is a significant excess of X-ray sources (a factor ~ 4 when compared
with the log N - log S distribution of
Hasinger et al.), several of them without optical counterparts on
photographic UK Schmidt plates.
Fig. II-43: The EPIC Fe line profile of Mrk 205 obtained with the EPIC PN detector. Two components are evident (a broad line at 6.7 keV and a narrow line at 6.4 keV).
XMM-Newton
observations of the low luminosity, radio quiet quasar, Mrk 205, have
revealed a unique Fe K emission line profile (spectrum from J. Reeves et al.
UK). In contrast to the broad and red shifted Fe K line commonly seen in
Seyfert 1 galaxies, a substantial amount of the line flux occurs in a
narrow, unresolved line at 6.4 keV. In addition, a broadened line centred at
6.7 keV is also detected (Fig. II-43). The narrow line is consistent
with emission from neutral Fe, whilst the broader line corresponds to ionised
matter. The detection of a strong, narrow Fe emission line at 6.4 keV implies
that a substantial quantity of cool reprocessing material is present. This
material must lie outside the line-of-sight since the X-ray spectrum is
completely unabsorbed. The most likely origin of such material would appear
to be the molecular torus. The most obvious explanation for the broad line is
that it originates from the inner accretion disc, where the material
velocities are high.
Fig. II-44: The RGS first order spectrum of IRAS13349+2438 (Sako et al. 1999) with the best-fit model spectrum is superimposed in red. Absorption line features labelled in blue are predominantly produced in a low-ionisation component, while those labelled in black originate from the high-ionisation component.
A
spectrum of the luminous infrared-loud quasar IRAS13349+2438 was obtained
with the Reflection Grating Spectrometer (spectrum from Sako et al., Columbia
University, USA) This spectrum exhibits broad absorption lines from high- and
low ionisation lines (Fig. II-44). In addition, the spectrum shows the
first astrophysical detection of a broad absorption feature around 16-17Å identified as an
unresolved transition array of 2p-3d inner-shell absorption by Fe M-shell
ions. A possible origin of the broad absorption feature is in the medium that
is also responsible for the optical/UV reddening.
Fig. II-45: Time-averaged (June '91 to January '97) COMPTEL significance sky maps of the Virgo region in 3 different bands (upper left: 1-3 MeV; upper right: 3-10 MeV; lower: 10-30 MeV). The locations of the Virgo quasars 3C 273 (+) and 3C 279 (A) are given. The contour lines for all maps start at 3 sigma with a step of 1 sigma. Note that the colour scale is the same for the 1-3 MeV and 3-10 MeV bands, but is different for the 10-30 MeV band.
Prior
to the launch of the Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) in 1991 only one
AGN - the quasar
3C 273 - had been definitely
detected at gamma-ray energies above 1 MeV. During the CGRO era (1991-2000) this number has
substantially increased; ~90 AGN have been detected at energies above 100
MeV. Apart from the radio galaxy Centaurus A, all of the detected sources are
blazars. Seyfert galaxies, prior to CGRO also expected to be gamma-ray
emitters, were found to show spectra that cut off around 100 keV, making them
hard X-ray rather than gamma-ray sources. The detection of so many blazars
has really opened the field of extragalactic gamma-ray astronomy. The main
goal of our current research is to increase our insights into the emission
processes responsible for generating the observed gamma radiation.
Fig. II-46: Time-averaged (i.e. derived from the sum of observations during a 6-year period) COMPTEL MeV spectra of 3C 273. The left panel shows the spectrum in the 4 standard COMPTEL bands (0.75-1, 1-3, 3-10, 10-30 MeV), and the right one shows the same spectrum with increased spectral resolution (11 spectral points).
Fig. II-47: Gamma-ray spectra of 3C 279 for gamma-ray flaring (EGRET high) and non-flaring (EGRET low) states of 3C 279. The states are defined according to the behaviour at energies above 100 MeV. The COMPTEL (left panel) and combined COMPTEL-EGRET spectra (right panel) are clearly different for the gamma-ray high and low states.
Fig. II-48: High time-resolution EGRET light curve (a) of PKS 1622-297. A strong flare on top of the general gamma-ray activity is visible. There is increased MeV flux around the strong flare. However, there is the indication, that the 10-30 MeV flux is still high when the >100 MeV flux is already down (b).
Boller, Collmar, Kanbach, Komossa, Schönfelder, Zhang