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Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

Nahegelegene, normale, aktive und Starburst-Galaxien stellen ausgezeichnete Laboratorien zum Studium der für die Galaxienentwicklung wichtigen Prozesse dar. Mit ihrer wissenschaftlichen Kompetenz und der Fähigkeit, Instrumente zu entwickeln, die nahezu den gesamten Wellenlängenbereich überdecken - von den Gammastrahlen, den Röntgenstrahlen, dem nahen Infrarot bis hin zum Millimeterbereich - sind die Wissenschaftler am MPE in der einzigartigen Position, diese Systeme über einen weiten Bereich von Größenskalen, Morphologietypen und Aktivität zu untersuchen. Unsere Studien des nahen Universums haben wir dieses Jahr fortgesetzt mit der Messung der Eigengeschwindigkeiten von etwa 1000 Sternen innerhalb eines Parseks um das Zentrum unserer Milchstraße. Wir sind jetzt in der Lage, die dynamischen Eigenschaften des zentralen Sternhaufens mit beispielloser Genauigkeit und Vollständigkeit zu beurteilen. Mit Chandra und XMM stehen nun unerreichte räumliche und spektrale Auflösung zur Verfügung, mit denen sich die Eigenschaften von Röntgen-Punktquellen und des heißen interstellaren Mediums in mehreren nahen Galaxien untersuchen lassen. Ein eindrucksvolles Beispiel sind die Chandra-Beobachtungen hoher Auflösung, die in Kombination mit optischen Bilddaten eine eindeutige Verbindung zwischen der Scheibe und dem Halo der nahen, von der Seite gesehenen, Galaxie NGC 4631 aufzeigen. Hier können wir sehen, wie Supernovae und galaktische Winde mit der umgebenden interstellaren Materie wechselwirken. Wir zeigen, wie uns hochwertige XMM-Spektroskopie zu einer Modellvorstellung der detaillierten Eigenschaften des absorbierenden Materials in Narrow-Line Seyfert-1 Galaxien verholfen hat. Neue Ergebnisse hochaufgelöster Nahinfrarot-Spektroskopie von Sternen, haben uns hochinteressante neue Einzelheiten geliefert über Entstehung und Entwicklung von Sternhaufen und elliptischen Galaxien, die durch Verschmelzungen hervorgerufen werden. Himmelsdurchmusterungen mit XMM und Chandra konnten inzwischen den Röntgenhintergrund in einzelne Quellen auflösen. In Kombination mit optischen Beobachtungen an Teleskopen der 10-m-Klasse haben diese Durchmusterungen die Existenz der lange gesuchten Typ-2 Quasare offenbart. Im Gammastrahlen-Bereich untersuchen wir die energiereichsten Regionen in den Zentren aktiver Kerne und die Menge an intergalaktischem Medium zwischen dem AGN und uns. In diesem Kapitel präsentieren wir diese und andere Höhepunkte aus der extragalaktischen Forschung, die wir in 2001 am MPE durchgeführt haben.	Nearby normal, starburst and active galaxies provide the perfect laboratories for detailed investigation of the processes important for galaxy evolution. With the scientific expertise and instrument development capability spanning nearly the entire spectrum of wavelengths - from gamma-rays, X-rays, and near-IR through millimetre scientists at MPE are in the unique position of being able to study these systems over a wide range of size scales, morphological types and activity. In our studies of the nearby Universe, this year we have been able to measure proper motions for about 1000 stars in the central parsec of our Galaxy and are now in prime position to assess the dynamical properties of the central stellar cluster with unprecedented accuracy and completeness. The advent of Chandra and XMM have provided unrivalled spatial and spectral resolution in which to study the properties of X-ray point sources and the hot interstellar medium in several nearby galaxies. An impressive example is the high-resolution Chandra observations combined with optical imaging data shows an unambiguous connection between the disk and the halo of the nearby edge-on galaxy NGC 4631, where we can see how supernovae and galactic winds are interacting with the surrounding interstellar medium. We highlight how high quality XMM spectroscopy has enabled us to model the detailed properties of the absorbing material in narrow-line Seyfert-1 galaxies. New results from high-resolution near-infrared stellar spectroscopy have provided exciting new details about merger induced star cluster and elliptical galaxy formation and evolution. Surveys with XMM and Chandra have now resolved the X-ray background into discrete sources. Combined with 10-m class optical observations, these surveys have now unambiguously revealed the presence of the long sought-after type-2 quasars. Gamma rays are used to probe the most energetic regions in the centres of active nuclei and to understand the amount of intergalactic medium between the AGN and us. In this chapter we present these and other highlights from the extragalactic research that was undertaken in 2001 at MPE.
2.3.1 Nahe Kerne und normale Galaxien / Nearby Nuclei and Normal Galaxies
Die zentrale Massenkonzentration im Zentrum der Milchstraße / Central Mass Concentration in the Galactic Centre
Die Region im Kern unserer Milchstraße stellt ein einzigartiges Laboratorium dar, um die Eigenschaften eines Sternhaufens im Zentrum einer Galaxie zu beobachten, der sich in unmittelbarer Nachbarschaft zu einem massiven Schwarzen Loch befindet, welches vermutlich mit der hellen Radioquelle SgrA* identisch ist. Seit 1991 beobachten wir das zentrale Parsek der Milchstraße mit hochauflösenden Abbildungstechniken im nahen Infraroten, mit welchen wir Details in der Größenordnung von 0.1 Bogensekunden erfassen können. Darüber hinaus wurden mit dem abbildenden Spektrographen 3D, der von der Infrarotgruppe des MPE gebaut wurde, spektroskopische Daten gewonnen. Durch eine neue, weitgehend automatisierte Analyse der Bilddaten konnten wir die Anzahl bekannter Eigenbewegungen von Sternen im zentralen Haufen unserer Galaxie im Vergleich zu früheren Arbeiten über dieses Thema um etwa eine Größenordnung erweitern. Dadurch stehen uns nun die astrometrischen Positionen und projizierten Geschwindigkeiten von über 1000 Sternen im zentralen Parsek unserer Galaxie zur Verfügung. Zusammen mit den Radialgeschwindigkeiten, welche für die helleren Sterne mit Hilfe des 3D Spektrographen bestimmt wurden, sind wir nun in der Lage, die Dynamik des zentralen Sternhaufens mit bisher unerreichter Genauigkeit zu beschreiben.	The nuclear region of the Milky Way is a key laboratory for studying the properties of a nuclear star cluster in the immediate vicinity of a massive black hole, which probably is the bright radio source SgrA*. Since 1991, we have been observing the central parsec of our galaxy with sub-arcsecond resolution using high-resolution (0.1 arcsec) near-infrared imaging techniques. Additional spectroscopic data has been obtained using the 3D imaging spectrograph, which was built by the MPE infrared group. By doing a largely automated re-analysis of all the imaging data, we have been able to increase the number of measured proper motions in the Galactic Centre stellar cluster by about an order of magnitude relative to previous work. We thus have found astrometric positions and projected sky velocities for about 1000 stars in the central parsec of our Galaxy. In combination with line-of-sight velocities for the brighter stars, which we have determined from the 3D spectroscopic data, we are now able to assess the dynamical properties of the central stellar cluster with unprecedented accuracy and completeness.
Das Galaktische Zentrum wird durch drei Gruppen von Sternen dominiert: 1) 80% der Sterne sind späte Riesen, wie man an ihren tiefen CO-Absorptionsbanden erkennen kann. Die Tatsache, dass eine signifikante Zahl von ihnen auf dem asymptotischen Zweig im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegt, deutet auf eine Sternentstehungsepisode vor etwa 100 Millionen Jahren hin. 2) Der Großteil der übrigen Sterne wird durch starke Helium-Emissionslinien charakterisiert. Sie sind Zeugen eines weiteren Sternentstehungs-ereignisses vor etwa 10 Millionen Jahren. 3) Einige wenige Objekte haben stark gerötete Spektren ohne weitere Merkmale. Bei ihnen handelt es sich vermutlich um durch Staubwolken verhüllte sehr junge Sterne. Die Sterne des zentralen Haufens können nun durch eine Spektralklassifikation mit Hilfe der 3D-Daten (im Falle der hellen Quellen) und unter Zuhilfenahme von öffentlich verfügbaren Schmalbandbildern, die vom Gemini Observatorium aufgenommen wurden, einer dieser drei Klassen zugeordnet werden. Dadurch wird es möglich, die Dynamik dieser einzelnen Komponenten des Haufens zu untersuchen. Die neue Analyse der stellaren Geschwindigkeiten wird es auch erlauben, durch Messungen der Geschwindigkeitsdispersion die zentrale Massenkonzentration und die Masse des zentralen Schwarzen Loches mit größerer Genauigkeit als bisher zu untersuchen.	The Galactic Centre region is dominated by three different stellar constituents: 1) 80% of the stars are late-type giants, as seen by their deep CO absorption bandheads. The fact that a significant number of them lie on the asymptotic branch of the Hertzsprung-Russell diagram indicates an episode of star formation about 100 million years ago. 2) Most of the remaining stars exhibit strong He-emission. They are evidence for another star formation event less than 10 million years ago. 3) The rest are objects with steep, red and featureless spectra, which probably are embedded in a dust shell, thus presumably being very young stellar objects. Using the spectral classification of the brighter stars determined from the 3D data together with public narrow band imaging data from the Gemini observatory, we have assigned the cluster stars to one of these three major classes. With this information we can distinguish the dynamical properties of the different stellar populations. Another outcome of this new analysis will be a significant improvement of the accuracy with which the central mass concentration and the mass of the black hole, discovered in this region several years ago, can be determined by velocity dispersion measurements.
Die genaue Bestimmung der stellaren Positionen zeigt die signifikante Krümmung der Bahnen von S1 und S2, zweier Sterne in unmittelbarer Nähe zum Schwarzen Loch Kandidat SgrA* (Abb. 2-34). Ihre Beschleunigungsvektoren zeigen auf die Position des Schwarzen Loches und erlauben, dessen Masse abzuschätzen, welche zwischen 2.6 und 3.3 Millionen Sonnenmassen liegt. Mehrere Bogensekunden von SgrA* entfernt fanden wir einige Sterne mit auffällig hohen Geschwindigkeiten. Sie sind womöglich Zeugen ungewöhnlich starker Wechselwirkungen zwi- schen den Sternen in diesem extrem dichten Haufen.	Our results also show significant orbital curvature (acceleration) for two stars, S1 and S2, very close to the black hole candidate SgrA* (Fig. 2-34). The acceleration vectors point towards the location of this dark point-like mass and allow the estimation of its magnitude, between 2.6 and 3.3 million solar masses. Several arcseconds away from SgrA* we find a number of interesting high velocity stars that are affected by the unusually strong interactions between the stars in this very dense cluster. The new and extensive data on precise positions and velocities of Galactic Center cluster stars will also facilitate further analysis, such as
Abb. 2-34: Der zentrale Bereich (~0.5 Lichtjahre) der Milchstraße. Die beiden Detailansichten zeigen den zentralen Sternhaufen um SgrA* in den Epochen 1994 und 2000. Die Veränderung der Sternpositionen im Verlauf von weniger als einem Jahrzehnt ist offensichtlich. Die Eigenbewegungen der Sterne S1 und S2, welche Beschleunigung zeigen, sind durch Parabeln angedeutet. Sterne mit hohen projizierten Geschwindigkeiten können auch ausserhalb der unmittelbaren Nachbarschaft des Schwarzen Loches gefunden werden. Ein solcher Stern ist in der Abbildung durch einen Kreis und einen Pfeil, welcher seine Bewegungsrichtung anzeigt, markiert. Alle Bilder wurden mit der am MPE gebauten Speckle-Infrarotkamera SHARP am ESO-Teleskop NTT in Chile aufgenommen. Fig. 2-34: Central region (~0.5 light years) of the Milky Way. Two inset blow-ups show the central cluster in two epochs (1994, 2000). Obviously, the distribution of stars in this region has changed dramatically over less than a decade. The proper motions of the two stars showing acceleration are shown as an overlay. Fast-moving stars also exist outside the immediate vicinity of SgrA*. One of these stars is marked in the image with an arrow indicating its direction of motion. All images were acquired with the infrared speckle camera SHARP (built at MPE) on the ESO telescope NTT in Chile.
Die neue, umfangreiche Datenbasis wird weitergehende Analysen vereinfachen, wie z.B. die automatische Suche nach Bildpaaren von Sternen, welche durch den Gravitationslinseneffekt an der zentralen dunklen Masse entstehen könnten. Neue Daten, wie wir sie von Beobachtungen mit CONICA am VLT für die kommenden Jahre erwarten, können problemlos in unsere Analyse integriert werden.	the automated search for pairs of images of stars that are being gravitationally lensed by the central dark mass. New data, as they are obtained from observations with CONICA on the VLT in the coming years, will be readily added to our database.
Röntgeneigenschaften naher Galaxien / X-Ray Properties of Nearby Galaxies
Mit ROSAT konnten wir die Zusammensetzung der Röntgenpunktquellen (hauptsächlich Röntgendoppelsterne und Supernovaüberreste) sowie das heiße interstellare Medium (ISM) für einzelne nahe Galaxien vollständig untersuchen, sowie Abhängigkeiten vom Galaxientyp und von der Sternentstehungsrate feststellen. Die Bogensekunden Auflösung und hohe Sammelfläche von XMM-Newton und Chandra machten jetzt deutlich tiefere Untersuchungen möglich.	ROSAT has allowed us to study the population of X-ray point sources (mostly X-ray binaries and supernova remnants) and the hot interstellar medium (ISM) in nearby galaxies and to investigate dependencies on galaxy type and star formation history. With the arcsec resolution and large collecting area of the new X-ray observatories XMM-Newton and Chandra, we now can probe significantly deeper into these sources.
Abb. 2-35: Temperatur-Verteilung in der GMW (links) und der KMW (rechts) bestimmt aus ROSAT PSPC Spektren. Temperaturen wurden für alle Regionen ermittelt, in denen Daten mit ausreichender Photonenstatistik existieren. Supernovaüberreste sind mit Quadraten gekennzeichnet, Röntgendoppelsterne mit Quadraten und Kreuzen, und extrem weichen Quellen mit Doppelquadraten. Für die LMC sind zusätzlich fünf der übergroßen Schalen eingezeichnet. Fig. 2-35: ROSAT PSPC determined temperature distribution within the LMC (left) and SMC (right). Temperatures have been determined for all regions with sufficient photon statistics. Positions of supernova remnants are indicated by squares, X-ray binaries as crossed squares and super-soft sources as double squares. For the LMC, five super-giant shells are indicated.
Die große und kleine Magellansche Wolke (GMW und KMW) wurden von 1990 bis 1998 durch insgesamt etwa 900 ausgerichteten ROSAT Beobachtungen übergedeckt. Dies eröffnete einzigartige Untersuchungsmöglichkeiten für Röntgenpunktquellen und das heiße ISM. Die spektrale und räumliche Untersuchung der ~250 ROSAT PSPC Beobachtungen zeigte, dass Strahlung von einem dünnen thermischen Plasma mit Temperaturen von 107 bis 108 K die ganze GMW und KMW überdeckt. Dieses wird nach theoretischen Vorstellungen durch Stoßwellen von Sternwinden und Supernova Explosionen geheizt. Wie aus Radiobeobachtungen bekannt ist, bildet in der GMW das kalte interstellare neutrale Wasserstoffgas schalenförmige Strukturen von mehreren 100 Lichtjahren Ausdehnung ("supergiant shells", SGSs). An manchen Grenzregionen zwischen dem heißen dünnen Plasma und den SGSs (westlich von SGS LMC 2 bzw. zwischen SGS LMC 4 und SGS LMC 5 (Abb. 2-35 links), sind hohe Temperaturen im ISM gemessen worden. Dieses Ergebnis zeigt, dass sich im heißen ISM Stoßwellen ausbreiten, die den interstellaren Raum besonders stark aufheizen, wenn sie auf dichtes, kaltes Gas treffen. In der KMW sind im Radiobereich eine große Anzahl von kleineren Schalen beobachtet worden. Die Geschwindigkeiten der Stoßwellen, die aus den in ROSAT PSPC Beobachtungen ermittelten Temperaturen hergeleitet wurden, stimmen mit den im Radiobereich beobachteten Werten und den theoretischen Modellen gut überein (Abb. 2-35 rechts).	In total about 900 pointed ROSAT observations covered the Large and Small Magellanic Clouds (LMC and SMC) from 1990 to 1998. They gave an unprecedented view of the X-ray point sources and the hot ISM. The spectral and spatial analysis of the ~250 observations with the ROSAT PSPC detector revealed emission from a thin thermal plasma with temperatures of 106 to 107 K covering the total LMC and SMC area. According to theoretical models, the interstellar space is shock-heated by stellar winds and supernova explosions. Radio observations show that the cold interstellar gas within the LMC forms shell-like structures with extensions of several 100 light years (super-giant shells, SGSs). At some boarder regions between the hot thin plasma and the SGSs (west of SGS LMC 2 or between SGS LMC 4 and LMC 5 (Fig. 2-35 left), high temperatures of the ISM are measured. This indicates that shock waves strongly heat the ISM when interacting with dense cold gas. In the SMC radio observations revealed a large number of smaller shells. The velocities of shock waves deduced from temperatures from ROSAT-PSPC observations agree well with values determined in the radio regime and from theoretical modelling (Fig. 2-35 right).
	Abb. 2-36: RXJ0101.3-7211 XMM-Newton EPIC PN Lichtkurve in 3 Energiebändern, aufgetragen modulo der gefundenen 455 s Neutronenstern Rotationsperiode. Fig. 2-36: RXJ0101.3-7211 XMM-Newton EPIC PN light curve in 3 energy bands folded with the 455 s neutron star rotation period.
Nach unseren ROSAT Ergebnissen unterscheidet sich die Zusammensetzung der Röntgendoppelsterne in der GMW und KMW. Insbesondere scheinen Be-Röntgendoppelsterne in der KMW überhäufig zu sein. Daher untersuchten wir ROSAT Kandidaten für Be-Röntgendoppelsternsysteme in den ersten XMM-Newton Beobachtungen der KMW nach Pulsationsperioden und Spektren. Für einen Kandidaten (RXJ0101.3-7211) fanden wir eine Pulsationsperiode von 455 sec (Abb. 2-36), obwohl die Quelle während der XMM-Newton Beobachtung um einen Faktor 2 schwächer als beim schwächsten ROSAT Nachweis war. Die Röntgenperiode und das optische Spektrum des Begleitsterns bestätigen eindeutig, dass RXJ 0101.3-7211 ein Be-Röntgendoppelstern ist.	Our ROSAT observations indicate that the X-ray binary populations from SMC and LMC differ, and that specifically the SMC is overabundant in Be/X-ray binaries. In first XMM-Newton observations we searched for pulsation periods and spectra of ROSAT Be/X-ray binary candidates in the SMC. For one candidate (RXJ0101.3-7211) we were able to detect a pulsation period of 455 seconds, which was strongest in the 0.3 to 1 keV band (Fig. 2-36) even though during the XMM-Newton observation the source was a factor of 2 fainter than during the faintest ROSAT detection. The X-ray period together with optical spectra of the companion star clearly confirm the Be/X-ray binary nature of RXJ 0101.3-7211.
	Abb. 2-37: Zählratenverhältnisse von PSPC Energiebändern für Röntgenquellen im M33 Feld. In Region I findet man Kandidaten für SSS (Dreiecke), in II Vordergrundsterne (x) und in IV SNRs (Quadrate). Region III enthält Röntgendoppelsterne (gefüllte Dreiecke) und AGN (Kreise). Fig. 2-37: PSPC hardness ratios of X-ray sources in the field of M33. In part I of the parameter space candidates for SSSs (triangles), in II foreground stars (x) and in IV SNRs (squares) are found. Part III mainly contains X-ray binaries (filled triangles) and AGN (circles).
In einer Untersuchung aller PSPC und HRI Beobachtungen der Galaxie M33 im ROSAT Archiv fanden wir 184 Röntgenquellen. Wir wandten an alle mit dem PSPC entdeckten Quellen ein Klassifikationschema an, das wir für die ROSAT PSPC Quellkataloge der Magellanschen Wolken entwickelt haben. Dabei benützten wir Zählratenverhältnisse in verschiedenen Röntgenenergiebändern, um die Quellen nach ihren spektralen Eigenschaften zu klassifizieren (Abb. 2-37). Wir konnten so neue Kandidaten für extrem weiche Quellen (SSS) und Supernovaüberreste (SNRs) in M33 bestimmen. Die ROSAT Quell-Liste wollen wir mit unserer XMM-Newton Rasterbeobachtung von M33 vergleichen, in der wir einen Faktor 10 schwächere Quellen als mit ROSAT entdecken und klassifizieren können.	An analysis of all M33 observations in the ROSAT archive revealed 184 X-ray sources. We applied a source classification schema, developed for the ROSAT PSPC catalogues of the Magellanic Clouds, to the X-ray sources detected in the M33 PSPC observations. We used hardness ratios to classify X-ray sources according to their spectral properties (Fig. 2-37). This allowed us to find new candidates for super-soft sources and supernova remnants in M33. The source list will be used for comparison with our XMM-Newton raster observation, which will enable us to detect and classify sources that are a factor of 10 fainter than the faintest ROSAT sources.
Die Sculptor Galaxie NGC 300 ist eines der besten Beispiele für eine ganz typische, normale Spiralgalaxie späten Typs. ROSAT PSPC Beobachtungen zeigen viele Punktquellen. Wir fanden einen Kandidaten für ein Doppelsternsystem mit einem Schwarzen Loch, eine extrem weiche Quelle, und viele Supernovaüberreste und HII Quellen, die von schwacher augedehnter Röntgenstrahlung umgeben sind (Abb. 2-38).	ROSAT PSPC observations of the Sculptor galaxy NGC 300, one of the best examples of a completely typical normal quiescent late-type spiral, indicate the presence of many point sources, including a black hole X-ray binary candidate, a super soft source and many supernova remnants and HII sources, all embedded in a small amount of diffuse emission (Fig. 2-38).
	Abb. 2-38: ROSAT PSPC Konturen, die einem optischen Bild der Galaxie NGC 300 überlagert sind. Fig. 2-38: ROSAT PSPC contours overlaid on an optical image of NGC 300.
Wir haben die Röntgenpunktquellenpopulation der elliptischen Galaxie M84 im Virgo Galaxienhaufen untersucht, die mit Chandra ACIS S beobachtet wurde. Wir finden eine Überhäufigkeit von Quellen in Richtung auf das Zentrum von M84 mit einer räumlichen Verteilung, die dem Sternlicht von M84 folgt. Da keine aktuelle Sternbildung in M84 bekannt ist, sind akkretierende Doppelsterne die einzigen Kandidaten für die Röntgenquellen. Auch die durch die Zählratenverhältnisse in Röntgenenergiebändern nahegelegten Quellspektren stützen diese These. Nachdem wir für unvollständige Quellentdeckung korrigiert haben, finden wir ein ähnliches log(N)-log(S) wie für die elliptische Galaxie NGC 4697, nämlich mit einem Knick bei einer Leuchtkraft von Lb=2.4(+0.6,-0.3)x1038 ergs/s, der genau zur isotropen Eddington Grenzleuchtkraft für Akkretion auf einen Neutronenstern passt. Die Steigung der Leuchtkraftfunktion oberhalb des Knicks wird durch die Massenfunktion der akkretierenden Schwarzen Löcher in M84 bestimmt. Die Steigungen bei niedrigeren wie auch bei höheren Flüssen enthalten Informationen über die anfängliche Periodenverteilung der Doppelsterne. Die Untersuchung der Leuchtkraftfunktion zu verschiedenen Epochen nach der Sternentstehung könnte zur Erklärung der Doppelsternbildung beitragen (Abb. 2-39).	We have investigated the characteristics of the X-ray point source population in the elliptical galaxy M84 in the Virgo galaxy cluster observed by the Chandra ACIS-S detector. We find an excess of sources centred on M84 with a spatial distribution closely corresponding to that of the M84 stellar light. Given an absence of recent star-formation, accreting binaries are the only candidates for the M84 X-ray sources. This result is confirmed by the source spectra implied from hardness ratios. After correcting for incompleteness in the source detection, we find a log(N)-log(S) similar to that of the elliptical galaxy NGC 4697, i.e. having a break at the luminosity of Lb=2.4(+0.6,-0.3)x1038 ergs/s in exact correspondence to the Eddington limit on the isotropic luminosity for accretion onto a neutron star. The slope of the luminosity function above the break is defined by the mass function of the M84 accreting black holes. The slopes at both lower and high fluxes contain information about the initial period distribution of binaries. Studies of the luminosity function at different epochs following star formation could shed light on mechanisms of binary formation (Fig. 2-39).
	Abb. 2-39: log(N)-log(S) der M84 Quellen. Die gestrichelte Linie zeigt den CXB. Vordergrundquellen wurden aus der Quellliste entfernt. Die durchgezogene Linie deutet die Anpassung an niedrige Flüsse an. Die Fluss-zu-Leuchtkraft Umwandlung entspricht einem 0.5 keV Mehrtemperatur-Schwarzkörper-Scheiben Modell, das für die Mehrzahl der M84 Quellen typisch ist. Fig. 2-39: log(N)-log(S) of M84 sources. The dashed line indicates the CXB. Foreground sources were removed from the source list. The solid line indicates the fit to low fluxes. The flux-to-luminosity conversion corresponds to the 0.5 keV multicolour blackbody disk model, typical for the bulk of M84 sources.
Gruppengeschwindigkeit in Balkengalaxien / Pattern Speed in Barred Galaxies
	Abb. 2-40: VLT/ISAAC Spektren von NGC 1068, aufintegriert entlang zweier Spalten im Abstand von ±7" senkrecht zur kinematischen Hauptachse. Die zwei CO Bandenköpfe, die für die Berechnung des relativen Geschwindigkeitsunterschieds verwendet wurden, sind unterhalb der Spektren aufgezeigt. Fig. 2-40: VLT/ISAAC spectra of NGC 1068, co-added along slits offset by ±7" perpendicular to the kinematic major axis. The two CO band-head regions used to calculate the relative velocity offset are indicated below the spectra.
Die Dynamik von Balkengalaxien hängt kritisch von einem Parameter ab, der oft mit indirekten, von einem Modell abhängigen Methoden abgeschätzt werden muss: der Winkelgeschwindigkeit (d.h. Gruppengeschwindigkeit) des Balkens. Für Systeme bei denen die Hauptachse des Balkens weder parallel noch senkrecht zur kinematischen Hauptachse am Himmel steht, ist es jedoch möglich eine direkte Messung der Balkenrotation vorzunehmen. Wie von Tremaine & Weinberg (1984) demonstriert, ist der entscheidende Schritt die Messung des mittleren Geschwindigkeitsunterschieds zwischen zwei Spektren, die jeweils entlang zweier Spalte, die parallel (aber verschoben) zur kinematischen Hauptachse liegen, aufintegriert wurden. Bis vor kurzem war die Tremaine-Weinberg Methode nur auf die optische Spektroskopie von drei Balkengalaxien angewendet worden. Wir haben jetzt die Anwendung dieser Technik auf nahinfrarot Beobachtungen der hellen Seyfert Galaxie NGC 1068 ausgeweitet. Unter Verwendung der VLT/ISAAC Spektralaufnahmen des CO Bandenkopfes bei 2.2 µm, haben wir einen Geschwindigkeitsunterschied von 76±10 km/s zwischen den Spektren mit einem Spaltabstand von ±7" senkrecht zur kinematischen Achse gemessen (Abb. 2-40). Dies entspricht, unter der Annahme einer Entfernung von 14.4 Mpc und einer Inklination von 40°, einer Balkenwinkelgeschwindigkeit von ~250 km/s/kpc. Der Vergleich mit einer publizierten CO(1-0) Rotationskurve offenbart, dass der Balken in NGC 1068 lang im Vergleich zu der Lage seiner Korotation ist, und damit finden wir keinen Beweis für eine Abbremsung des Balkens durch die von dunkler Materie ausgeübte dynamische Reibung.	Dynamical studies of barred galaxies depend critically on a parameter that must often be estimated using indirect, model-dependent methods: the angular velocity (i.e., pattern speed) of the bar. For systems in which the bar major axis is neither parallel nor perpendicular to the kinematic major axis on the sky, however, it is possible to make a direct measurement of the pattern speed. As showed by Tremaine & Weinberg (1984), the key step is to measure the mean velocity difference of a pair of spectra co-added along slits that are parallel to (but offset from) the kinematic major axis. Until recently, the Tremaine-Weinberg method had been applied to optical spectroscopy of only three barred galaxies; we have now extended the technique to near-infrared observations of the bright Seyfert galaxy NGC 1068. Using the VLT/ISAAC spectroscopy of the CO band-head features at 2.2 µm, we have measured a velocity offset of 76 ± 10 km/s between spectra from slits offset by ±7" perpendicular to the kinematic major axis (Fig. 2-40). Assuming a distance of 14.4 Mpc and an inclination of 40°, this implies a pattern speed of ~250 km/s/kpc. Comparison with a published CO(1-0) rotation curve reveals that the bar in NGC 1068 is long relative to the location of its co-rotation resonance, and thus there is no evidence for deceleration of the bar due to dynamical friction exerted by a dark-matter halo. [Baker, Finoguenov, Genzel, Haberl, Ott, Pietsch, Read, Sasaki, Schödel]
2.3.2 Starburstgalaxien / Starburst Galaxies
Nachweis der Scheiben-Halo Verbindung in Galaxien mit Super-Winden / Galactic Disk-Halo Connection as Traced by Superwinds
	Abb. 2-41: Innenbereich der von der Seite gesehenen Galaxie NGC 4631; optische HST Daten (rot), die die Sternbildungsgebiete mit ausgedehnten, aus der Scheibe ausbrechenden Blasen aufzeigen, sind einer mit dem Chandra Observatorium gewonnenen Röntgenkarte der diffusen weichen Strahlung (blau) überlagert. Fig. 2-41: Inner region of the edge-on galaxy NGC 4631; shown are optical HST data (red), outlining star forming regions with extended bubbles bursting out of the galactic disk, superposed on a map of the diffuse X-ray emission (blue) in the soft energy band, obtained with the Chandra X-ray observatory.
Die nahe, von der Seite gesehene Galaxie NGC 4631 gilt als Prototyp einer Spiralgalaxie mit einer aktiven Scheiben-Halo Verbindung, die höchstwahrscheinlich durch die Wechselwirkung mit einer Begleitgalaxie vor einiger Zeit ausgelöst wurde. NGC 4631 ist bekannt für einen ausgedehnten Radio- und Röntgen-Halo. Wir haben eine tiefe Chandra ACIS-S3 Beobachtung ausgewertet, um den sich ausdehnenden Ausfluss zu charakterisieren. Wegen der ausgezeichneten räumlichen Auflösung von ~1 arcsec konnten wir mit einer noch nie dagewesenen Genauigkeit Punktquellen abziehen. Es blieb eine auffallende diffuse Reststrahlung übrig, die sich im 0.3-2.0 keV Band ungefähr 8 kpc senkrecht zur Galaxienebene ausdehnt. Mit der WFPC2 Kamera auf HST haben wir zusätzlich H-alpha Bilder erhalten, die eine detaillierte räumliche Übereinstimmung von Ausflussfilamenten aus der Scheibe und ausgedehnter Röntgenstrahlung zeigen und darauf hindeuten, dass Sternbildungsgebiete den Halo mit heißem Gas beschicken (Abb. 2-41). Eine detaillierte spektrale Untersuchung einer 4x2.5 arcmin2 Haloregion im 0.3-2.0 keV Band zeigt, dass mindestens 2 Plasmatemperaturkomponenten (0.18 keV und 0.61 keV) für einen statistisch akzeptablen Fit notwendig sind. Allerdings deuten die nötigen stark subsolaren Elementhäufigkeiten (Z=0.08 Zsol) darauf hin, dass das Ergebnis - ähnlich wie bereits früher für die Starburst Galaxie NGC 253 gefunden - ein Artefakt des Emissionsmodels ist. Der Halo wird besser erklärt als Mehrtemperaturstruktur, die physikalisch durch eine Nichtgleichgewichtsverteilung der Ionisationszustände infolge des sich ausdehnenden Ausflusses beschrieben wird. Wir arbeiten an hydrodynamischen Rechnungen, welche die zeitabhängige Ionisationsstruktur berücksichtigen und auch die vom Instrument nachgewiesene Röntgenstrahlung vorhersagen.	The nearby edge-on galaxy NGC 4631 is a prototype spiral for an active disk-halo connection, most likely triggered by interaction with a companion galaxy some time ago. The galaxy is well known for its huge radio and X-ray halo. We have analysed a deep Chandra ACIS-S3 observation to characterize the expanding outflow. Owing to the superb spatial resolution of ~1 arcsecond, we have carried out point source subtraction to unprecedented accuracy, leaving a spectacular residue of diffuse emission extending in the 0.3-2.0 keV band about 8 kpc perpendicular to the plane of the galaxy. We have also obtained H-alpha images with the WFPC2 camera on board HST that show a detailed spatial correlation between filamentary outflow regions emanating from the disk and extended X-ray emission, suggesting that extended star forming regions feed the halo with hot gas (Fig. 2-41). A detailed spectral analysis of the halo in a 4x2.5 arcmin2 region in the 0.3-2.0 keV energy range shows that at least 2 thermal plasma components (0.18 keV and 0.61 keV) are needed for a statistically acceptable fit. However, the resulting highly sub-solar metallicities (Z=0.08 Zsol) argue for an artefact due to the emission model as shown earlier in the context of the starburst galaxy NGC 253. Instead, the halo exhibits a multi-temperature structure that can be physically explained by a non-equilibrium distribution of ionisation stages as a consequence of an expanding outflow. Hydrodynamical calculations taking into account the time-dependent ionisation structure and deriving the X-ray emission folded through the instrumental response are presently underway.
Eis in Sternentstehungsgalaxien / Ices in Star-Forming Galaxies
Aufbauend auf unsere Entdeckung von Absorptionen durch Eis in den Spektren von drei Starburstgalaxien und der ungewöhnlichen aktiven Galaxie NGC 4418 haben wir das ISO-Archiv nach anderen Galaxienspektren mit solchen Strukturen durchsucht. Von 103 Spektren mit gutem Signal-zu-Rauschverhältnis zeigen insgesamt 18 Anzeichen für Eisabsorptionen. Viele davon sind ultraleuchtkräftige Infrarotgalaxien, in Übereinstimmung mit der bekannt großen Konzentration molekularen Gases in ihren Zentralgebieten. Starburstgalaxien müssen im Mittel schwächere Eisabsorptionen haben, die in ihren stark strukturierten Mittelinfrarotspektren schwer zu erkennen sind. Auch die meisten AGN zeigen kein Eis.	Following our previous discoveries of ice absorption features in the spectra of three starburst galaxies and the unusual active galaxy NGC 4418, we have searched the ISO archive for other spectra of galaxies showing such features. Among a set of 103 good signal-to-noise spectra, we find indications for ice absorption in a total of 18 galaxies. Many of them are ultraluminous infrared galaxies, in accordance with the known large concentration of molecular gas in the central regions of these objects. Starbursts on average must have fainter ice features, which are difficult to recognize in their heavily structured mid-IR spectra, however. Most AGN do not show ice absorptions as well.
Warmes Gas in Starburst- und Seyfert-Galaxien / Warm Gas in Starburst and Seyfert Galaxies
	Abb. 2-42: Die Leuchtkraft der 7.7 µm PAH-Emissionsbande als Funktion der H2-S(1)-Leuchtkraft für eine Anzahl Starburst- und Seyfertgalaxien. Offene und gefüllte Vierecke symbolisieren Starbursts und AGNs. Die Linien repräsentieren die Fits für Starbursts (gestrichelt), gemischte Quellen (Starburst-plus-AGNs; durchgezogen), sowie pure AGNs (einschließlich der Nicht-Detektionen; lang gestrichelt). Fig. 2-42: The luminosity of the 7.7 µm PAH feature vs. the luminosity in the H2 S(1) line for our sample of starbursts and AGN. The open and filled squares represent the starburst and AGN points, respectively. The lines represent the fits for starbursts (dashed), starburst and AGN detections (solid), and AGN only (non-detections included; long dashed).
Wir haben eine Bestandsaufnahme molekularen Wasserstoffs in einer Stichprobe von Starburst- und Seyfert-Galaxien abgeschlossen, die mit dem Infrared Space Observatory ISO durchgeführt wurde, um die Anregungsmechanismen molekularen Gases zu untersuchen. In beiden Galaxientypen konnten wir eine Reihe von reinen Rotationsübergängen von S(7) bis S(0) nachweisen. Mit Hilfe von Anregungsdiagrammen haben wir Temperaturen und Massen des molekularen Wasserstoffs in diesen Systemen bestimmt. Die Temperaturen sind in Starbursts und Seyferts (jenen mit gesicherter S(0)-Linie) einander sehr ähnlich, mit Werten von jeweils etwa 150 K. Dieses warme Gas macht in Starbursts etwa 10% der dynamischen Gesamtmasse aus (welche aus CO-Beobachtungen abgeleitet werden kann). In Seyferts ist der Anteil an warmem Gas durchschnittlich etwas höher und liegt in einem Bereich von 2-70%. Röntgenstrahlen des zentralen AGNs könnten für diesen höheren Anteil in Seyferts verantwortlich sein. Ein Vergleich mit veröffentlichten theoretischen Modellen und galaktischen Vergleichsobjekten ergibt, dass die H2-Emission in Starbursts und Seyferts zwar alleine durch Strahlung von Photodissoziationsgebieten (PDRs) erklärt werden könnte, dass aber höchstwahrscheinlich eine Kombination aus PDR, Schockanregung und Aufheizung durch Röntgenstrahlung das H2-Gas in extragalaktischen Umgebungen anregt. Schließlich stellten wir noch fest, dass die Emission polyzyklischer aromatischer Kohlenwasserstoffe (PAHs) und die H2-Emission proportional zueinander sind, wobei allerdings in den Fällen mit einem "puren" AGN als dominierender Energiequelle die H2-Emission wesentlicher stärker ist als in reinen Starbursts oder gemischten (AGN plus Starburst) Galaxien (Abb. 2-42).	We have completed a survey of molecular hydrogen emission from a sample of starburst and Seyfert galaxies carried out with the Infrared Space Observatory (ISO) in order to investigate molecular gas excitation mechanisms. We detect a number of pure rotational transitions from S(7) to S(0) in both starbursts and Seyferts. Using excitation diagrams we have derived temperatures and masses of warm molecular hydrogen in these systems. We find that the temperature of the warm gas is similar in starbursts and Seyferts (those Seyferts for which we have firm detections of the S(0) line) with a value of around T~150 K. This warm gas accounts for as much as 10% of the total dynamical mass (as probed by CO molecular observations) in starbursts. The fraction of warm gas is on average higher in Seyferts, ranging between 2-70%. We suggest that X-rays from the central AGN could be responsible for heating up a larger fraction of the gas in Seyferts. Comparison with published theoretical models and Galactic templates implies that although emission from photo-dissociation regions (PDR) alone could explain the emission from starbursts and Seyferts, most likely a combination of PDR, shock emission and gas heated by X-rays is responsible for H2 excitation in extragalactic environments. Finally, we find that although PAH (polycyclic-aromatic-hydrocarbon) and H2 line emission correlate well in starbursts and on large scales in AGNs, H2 emission is much stronger compared to PAH emission in cases where a "pure" AGN dominates the energy output (Fig. 2-42).
Entwicklung von Sternhaufen in Starbursts / Cluster Evolution in Starbursts
	Abb. 2-43: Bild von He 2-10 im N-Band (10.8 µm), aufgenommen mit dem Gemini-Teleskop. Die darüber gelegten Konturen stammen aus der V-Band-Aufnahme (0.55 µm) des HST. Norden ist oben, Osten ist links. Das Gesichtsfeld beträgt 9.4" x 9.4". Die intensiven Regionen im N-Band stimmen räumlich nicht mit den hellsten Sternentstehungsgebieten überein, die in ultravioletten und optischen Aufnahmen zu sehen sind. Die Quellen im N-Band gelten als extrem dichte, in Staub gehüllte HII-Regionen, die sehr massereiche und sehr junge Sternhaufen enthalten. Fig. 2-43: The N-band (10.8 µm) image of He 2-10 obtained with the Gemini Telescope, with the V-band (0.55 µm) image obtained by HST overlaid as contours. North is up and east is left. The field-of-view is 9.4" x 9.4". The bright N-band knots are not correlated with the brightest star-forming regions seen in the ultraviolet and optical images. The N-band knots are believed to be extremely dense and heavily dust-enshrouded HII regions containing very massive and very young stellar clusters.
Infrarot-Aufnahmen des Zentrums der Starburst-Galaxie He 2-10 in den Spektralbereichen J, H, K´ und N (10.8 µm) helfen uns dabei, die frühen Phasen der Entwicklung massereicher Sternhaufen besser zu verstehen. Die Aufnahmen im N-Band, die wir am Gemini-Nord-Teleskop gewonnen haben, zeigen vier der fünf verborgenen Haufen, sogenannte "ultra-dichte HII-Regionen" (UDHIIs), die kürzlich in Radio-Karten entdeckt wurden (Abb. 2-43) Diese Quellen sind weder in optischen (HST), noch in Nahinfrarotaufnahmen sichtbar. Sie allein machen bereits 60% des N-Band-Flusses von He 2-10 aus. Ein ähnlicher Prozentsatz gilt wahrscheinlich für die Gesamthelligkeit im Ferninfraroten, die mit IRAS gemessen wurde. Die aus den Aufnahmen abgeleiteten Spektren der UDHIIs sind denen galaktischer ultra-kompakter HII-Regionen sehr ähnlich, und unsere Modelle der UDHIIs stellen hochskalierte Versionen dieser galaktischen Objekte dar. Die bolometrische Leuchtkraft der hellsten UDHIIs liegt schätzungsweise bei etwa 2x109 L¤, die gesamte Staub- und Gasmasse beträgt etwa 107 M¤. Die verhüllten Sternhaufen haben eine Masse von > 2.5x106 M¤ und ein Alter von < 4.8x106 Jahren. Jeder der Sternhaufen in den UDHIIs muss jünger sein als ca. 5x106 Jahre und massereicher als ca. 5x105 M¤ Die logarithmischen Verhältnisse von Radio- zu Ferninfrarot-Flussdichten der einzelnen UDHIIs, sowie für He 2-10 im ganzen, sind signifikant größer als der Durchschnitt für normale Galaxien, aber vergleichbar denen ultra-leuchtkräftiger Infrarotgalaxien. Erhöhte Werte dieses Verhältnisses in einigen Starburst-Galaxien deuten möglicherweise darauf hin, dass ein wesentlicher Teil des Ferninfrarot-Flusses in UDHIIs entsteht. Sollte der gesamte Ferninfrarot-Fluss von He 2-10 und anderen Starbursts durch verhüllte Regionen verursacht sein, würde das bedeuten, dass die in Starbursts beobachtete Korrelation zwischen dem Anstieg des UV Kontinuums und dem Verhältnis von Infrarot- zu UV-Fluss nicht in erster Linie durch Re-Prozessierung von UV-Strahlung durch Vordergrund-Staub ("Screen"-Modell) hervorgerufen wird.	To better understand the early stages of massive star cluster evolution we have obtained J,H,K´ and N (10.8 µm) images of the nuclear region of the starburst galaxy He 2-10. The N-band images were obtained with the Gemini North telescope and reveal four of the five enshrouded clusters, or "ultradense HII regions" (UDHIIs), recently discovered in radio maps (Fig. 2-43). None of these sources appear in either the optical HST images or the near-infrared images. They comprise about 60% of the total N-band flux from He 2-10 and probably a similar fraction of the total far infrared flux measured by IRAS. The inferred spectra of the UDHIIs are very similar to those of Galactic ultracompact HII regions and we have modelled the UDHIIs under the assumption that they are "scaled-up" versions of these objects. The bolometric luminosity of the brightest UDHII is estimated to be ~2x109 L¤, and the total mass of the dust and gas is ~107 M¤. The mass of the enshrouded stellar cluster must be >2.5x106 M¤ and the age must be <4.8x106 yr. All of the stellar clusters within the UDHIIs must have ages less than about 5x106 yr and masses greater than about 5x105 M¤. The logarithmic ratios of the radio to far infrared flux densities for the individual UDHIIs, and He 2-10 as a whole, are significantly larger than the average for normal galaxies, but comparable to those for ultraluminous infrared galaxies. Large ratios for some starburst galaxies may indicate that a significant fraction of the far infrared flux may arise from UDHIIs. If all of the far infrared flux from He 2-10 and other starbursts is produced by heavily obscured regions, the observed correlation between UV continuum slope and infrared-to-ultraviolet flux ratio in starbursts cannot be due primarily to UV reprocessing by dust in a foreground screen.
Die Entwicklung fortgeschrittener Starbursts / The Evolution of Advanced Starbursts
Massive Sternentstehungsausbrüche - sogenannte Starbursts - spielen eine Schlüsselrolle bei der Bestimmung der Charakteristiken verschiedenster Galaxientypen. Es ist jedoch noch nicht geklärt, wie solche Starbursts unterhalten und beendet werden. Um die möglichen Endpunkte von Starbursts herauszufinden, haben wir mit einer umfassenden Studie von Spätstadien-Starburst-Galaxien begonnen. Die von uns untersuchten Galaxien zeigen Anzeichen von verstärkter Sternentstehung während der letzten 0.1 bis 1.0 Gigajahre, gemessen an Hand von starken Balmer Absorptionslinien (K+A-Galaxien). Darüber hinaus wurde ein Teil unserer Objekte zusätzlich danach ausgewählt, noch aktive Sternentstehung aufzuweisen (Em+A-Galaxien). Als ein Teil der Untersuchung von "verlöschenden" Starburst Galaxien haben wir räumlich aufgelöste Spektroskopie-Daten aufgenommen. Diese enthüllt die Orte vergangener und gegenwärtiger Sternentstehungsregionen und erlaubt es die verschiedensten Eigenschaften der zu Grunde liegenden stellaren Populationen zu studieren. Das endgültige Ziel dieser Beobachtungen ist es, dem Fortschreiten des Sternentstehungsprozesses durch die Galaxie zu folgen. Obwohl es generell scheint, dass Em+A- und K+A-Objekte Balmer Absorptionslinien über die gesamte Galaxie verteilt zeigen, deutet eine vorläufige Auswertung dieser Daten darauf hin, dass Starbursts höchst unterschiedliche Progressionswege aufweisen, dahingehend, dass die Absorptionslinien üblicherweise von der momentanen Sternentstehung weg gesehen werden. Die Position und Stärke der Balmer Absorptionslinien relativ zu den die Emissionslinien erzeugenden Regionen zeigt, dass Starbursts in einigen Fällen zu "einwärts" gerichteten Sternentstehungs-Szenarien tendieren. In anderen Fällen jedoch tritt auch ein entgegengesetztes "auswärts" gerichtetes Szenario auf. Hier werden Sterne mittleren Alters vornehmlich in der Scheibenregion gefunden, während sich starke Linienemission hauptsächlich im Kern zeigt (Abb. 2-44). Dies steht im Gegensatz zu einer isolierten oder "lokal" eingeschränkten Region vergangener und gegenwärtiger Sternentstehung. Da diese Ergebnisse vorläufig noch auf einer geringen Anzahl an Objekten basieren, wird diese Arbeit gegenwärtig ausgedehnt um eine größere statistische Signifikanz zu erreichen. Nur so können wir versuchen die Einflüsse der unterschiedlichen Umgebungen zu verstehen, die für "einwärts" oder "auswärts" gerichtete Sternentstehung verantwortlich sind.	Bursts of star-formation play a key role in determining the characteristics of the ensemble of galaxies. However, it is not yet clear how starbursts are maintained and terminated. To address the possible end-points of a starburst, we have begun a comprehensive study of "advanced starburst galaxies". The sample galaxies all show signs of star-formation over the last 0.1 to 1 Gyrs as indicated by strong stellar Balmer absorption lines (the "K+A galaxies"). Part of the sample was selected also to show evidence for recent star-formation (the "em+A galaxies"). As part of this investigation of the end points of starbursts, we have been obtaining optical "Imaging spectroscopy" of this sample. Such spatially resolved spectroscopy reveals the locations of past and present star-formation sites and allows for the unravelling of the diverse properties of the underlying intrinsic stellar populations. The ultimate goal of this study is to follow the progress of the starburst through the host galaxy. Although it is generally true that this sample of em+A and K+A galaxies have Balmer absorption lines evident throughout their light distributions, preliminary investigation of this data set suggests that starbursts have diverse evolutionary progressions in that the strong Balmer absorption is usually seen away from the on-going star-formation. The relative location and strength of the Balmer absorption relative to the emission line-emitting regions tend to suggest that starbursts in some instances progressed "inside out", meaning they started in the nuclei and worked their way out. In other cases, it appears that the star-formation progressed "outside in" meaning the intermediate age stars are preferentially found in the discs while the regions of strong line emission are preferentially found in the nucleus (Fig. 2-44). This is as opposed to an isolated or "locally" restricted region of past and present star-formation. Since these results are still based on a limited number of galaxies, this work is being extended to a larger statistically significant sample to try to understand the relative differences in the galaxies or in their environments that might have lead to the star-formation progressing inside out as opposed to outside in. [Barden, Breitschwerdt, Genzel, Laurent, Lehnert, Lutz, Rigopoulou, Vacca]
Abb. 2-44: Spektren von NGC 6835 in der zentralen Region (links) und der äußeren Scheibe (rechts) (Fluss in willkürlichen Einheiten). Man sieht, dass Sternentstehung gegenwärtig nur im Kern stattfindet, wie von Emissionslinien von HII Regionen angezeigt ([OII], [OIII], Hß, H-gamma). Die Anzeichen einer Population von Sternen mittleren Alters jedoch können im gesamten System inklusive dem Kern beobachtet werden. Balmer Absorptionslinien zeigen, dass ein globales Sternentstehungsereignis vor einigen wenigen 100 Millionen Jahren stattgefunden haben muss. Darüber hinaus sieht man, dass die Population alter Sterne in der äußeren Scheibe am stärksten ist, wo G-Band, Ca H, Ca K, und CaI besonders stark werden und die 4000 Ǻ-Kante deutlich hervortritt. Fig. 2-44: Spectra of NGC 6835 in the central region (left) and the outer disc (right) (flux in arbitrary units). One can see that current star-formation only takes place in the nucleus as traced by the emission lines of HII regions ([OII], [OIII], Hß, H-gamma). However, traces of an intermediate age population can be seen throughout the whole galaxy including the nucleus. Balmer absorption lines show that some global star-formation event must have occurred some few hundred million years ago. Moreover, the old stellar population is strongest in the outer disc of the galaxy where G-band, Ca H, Ca K and CaI become abundant and the 4000 Ǻ break is more pronounced.
2.3.3 Seyfert-Galaxien / Seyfert Galaxies
Eine Suche nach verborgenen "Broad-Line" Regionen / The Search for Hidden Broad-Line Regions
Vereinheitlichte Modelle haben sehr erfolgreich verschiedene Aspekte des AGN-Phänomens erklärt. Sehr wenig ist aber über die tatsächliche räumliche Verteilung und den Zustand der Materie bekannt, die die Zentren von Seyfertgalaxien verdeckt. Eine Methode, diesen Fragen nachzugehen, ist die Untersuchung der Verdeckung des Zentrums bei Wellenlängen, die bei den in Frage kommenden Säulendichten teilweise durchlässig sind, wie zum Beispiel im Röntgenbereich oder im Infraroten. Im Infraroten müssen Linien aus dem zentralen Gebiet mit breiten Emissionslinien untersucht werden, da andere spektrale Strukturen anderen und wesentlich größeren Gebieten entsprechen.	Unified scenarios have been highly successful in explaining several aspects of the AGN phenomenon. Yet, relatively little is known about the actual spatial distribution and the physical state of the matter obscuring the centres of Seyfert galaxies from our view. One way to address these issues is to study the obscuration of the centre in wavelength ranges that are partially transparent at the column densities of interest, for example X-rays or the infrared. In the infrared, emission lines from the central Broad Line Region have to be observed, since other spectral features probe different and much larger regions.
Wir haben mit ISAAC am VLT Spektren der Brackett-alpha Linie bei 4.05 µm für ein Dutzend helle Seyfert 2 Galaxien gewonnen, die einen weiten Bereich von absorbierenden Säulendichten im Röntgenbereich abdecken. Für einige Objekte finden wir breite Linienkomponenten, in anderen können wir signifikante obere Grenzen angeben. Alle Detektionen sind in Objekten mit relativ geringer Säulendichte im Röntgenbereich, ein Ergebnis das mit einem Verhältnis von Infraroter und Röntgenextinktion wie in unserer Milchstraße verträglich ist. Das mag zunächst wie erwartet erscheinen, wirft aber interessante Fragen auf im Zusammenhang mit der kürzlichen Entdeckung abweichender Extinktion im Optischen und Röntgenbereich. Entweder sind die Staubeigenschaften der kernnahen Materie von Seyfertgalaxien durch Koagulation ungewöhnlich, oder die optischen und infraroten Stichproben müssen im Mittel Sichtlinien unterschiedlicher Eigenschaften entsprechen.	We have used ISAAC on the VLT to obtain spectra of the 4.05 µm Brackett-alpha line for a sample of a dozen bright Seyfert 2 galaxies, covering a wide range of obscuring X-ray columns towards the central engine. We detect broad line components in several objects and put significant limits on broad Brackett-alpha line for the others. All detections are for objects of relatively low X-ray column, a result that is consistent with a Galactic ratio of infrared and X-ray obscuration. This may appear expected at first glance, but poses interesting questions together with recent findings of discrepant optical and X-ray obscuration in Seyferts. Either dust properties in the circum-nuclear material of Seyferts are unusual through grain coagulation, or the optical and infrared samples must on average probe lines of sight of different properties.
Röntgeneigenschaften von Seyfert Galaxien / X-Ray Properties of Seyfert Galaxies
	Abb. 2-45: XMM-Newton Spektrum der Kernregion von NGC 4258 für alle EPIC Instrumente simultan gefitted mit einem Potenzgesetz. MOS1 und MOS2 Intensitäten wurden zur Klarheit um 0.5 und 1 Dekade erniedrigt. Die Strahlung der "anomalen" Arme von NGC 4258 erzeugen unterhalb 2 keV den Überschuss gegenüber dem Model (ausgezogene Linie). Fig. 2-45: XMM-Newton spectrum of the nuclear area of NGC 4258 for all EPIC instruments simultaneously fitted with a power law. MOS1 and MOS2 intensities are shifted down by o.5 and 1 decade for clarity. Emission from "anomalous" arms of NGC 4258 causes the excess above the model (solid line) below 2 keV.
Der aktive Kern der Seyfert 1.9 Galaxie NGC 4258 zeichnet sich dadurch aus, dass Masse und Geometrie durch Wasser-Megamaser-Messungen gut bekannt sind. XMM-Newton Messungen lösen oberhalb 2 keV eine Kernpunktquelle auf, die mit einem hochabsorbierten Potenzgesetz (NH = 8x1022 cm-2, photon index 1.6) mit einer nicht absorbierten Leuchtkraft im 2-10 keV Band von 7.5x1040 erg/s beschrieben werden kann (Abb. 2-45). Wir finden keine schmale K-alpha Eisen Emissionslinie (EW<40eV). Der Vergleich unserer oberen Grenze mit früheren Messungen deutet auf eine variable Linienäquivalentbreite hin. Die relative niedrige Absorption des Kerns von NGC 4258 (wie für einen Seyfert Zwischentyp erwartet) kann unsere Ergebnisse erklären. Reflexionskomponenten, wie sie für die Entstehung großen Eisenlinienäquivalentbreiten bei hochabsorbierten Seyfert 2 Galaxien vorgeschlagen werden, und/oder Veränderungen in der Akkretionsscheibe werden durch die zeitlichen Veränderungen des Linienflusses nahegelegt.	The Seyfert 1.9 galaxy NGC 4258 hosts an AGN, which is of great interest due to the well-determined mass and geometry derived from water megamaser measurements. XMM-Newton observations resolve at energies above 2 keV a hard nuclear point source that can be fitted by a highly absorbed power-law spectrum (NH = 8x1022 cm-2, photon index 1.6) with an unabsorbed luminosity in the 2-10 keV band of 7.5x1040 erg/s (Fig. 2-45). No narrow iron K-alpha emission line is detected (EW<40eV). The comparison of our iron line upper limit with reported detections indicates variability of the line EW. These results can be explained by the relatively low nuclear absorption of NGC 4258 (which is in the range expected for its intermediate Seyfert type) and some variability of the absorbing material. Reflection components as proposed to explain the large iron line EW of highly absorbed Seyfert 2 galaxies and/or variations in the accretion disk are however imposed by the time variability of the iron line flux.
Schmallinige Seyfert 1 Galaxien / Narrow Line Seyfert 1 Galaxies
Die schmallinige Seyfert 1 Galaxie 1H0707-495 wurde während der PV Phase mit XMM-Newton für etwa 40 ks beobachtet. Das Spektrum zeigt einen bemerkenswerten Intensitätsabfall bei ~ 7 keV mit einem Faktor von etwa 2 innerhalb von weniger als 200 eV. Der Intensitätsabfall ist sowohl mit dem EPIC-pn und dem EPIC-MOS Detektor nachgewiesen (Abb. 2-46). Die Breite dieser spektralen Komponente ist nicht wesentlich größer als die Energieauflösung. Im Energiebereich von 7-10 keV ist die Galaxie mit einer Signifikanz von mehr als 20 sigma detektiert. Die EPIC-pn Lichtkurve zeigt starke und schnelle Amplitudenvariationen. In Abb. 2-47 sind zudem die Intervalle hohen und niedrigen Flusses im 0.1-10 keV Bereich farblich hervorgehoben (200 s Punktabstand). Das Effektivitätslimit (Fabian 1979) beträgt nur 0.2%, d.h. dass Akkretion auf ein Schwarzschild Schwarzes Loch die beobachtete Variabilität erklären kann. Die Galaxie zeigt spektrale Variationen von etwa 20%, welche allerdings nicht mit den Intensitätsvariationen korreliert ist.	We observed the narrow-line Seyfert 1 galaxy 1H0707-495 with XMM-Newton for about 40 ksec during the PV phase. The observed spectrum shows a striking, sudden drop by more than a factor of 2 at around 7 keV within 200 eV, visible in the spectra of both the EPIC-pn and EPIC-MOS detector (Fig. 2-46). The width of the feature is not significantly larger than the energy resolution. In the 7-10 keV range the source is detected with a significance level of about 20 sigma. The EPIC pn light curve shows that 1H0707-495 exhibits strong and rapid variability. This is illustrated in Fig. 2-47, which shows the high and low flux intervals observed in the 0.1-10 keV energy range (bin size of 200 seconds). The radiative efficiency, using the argument of Fabian (1979), is only 0.2%, which means that the accretion onto a Schwarzschild black hole can explain the observed variability. We also examined the hardness ratios to search for spectral variability. The source displays modest spectral variability, which is uncorrelated with the flux variations.
Abb. 2-46: Spektrale Energieverteilung von 1H0707-495 mit den XMM-Newton Detektoren EPIC-pn (blau) und EPIC-MOS (rot). (Die MOS1 und MOS2 Spektren wurden hierbei kombiniert). Die Spektren zeigen einen signifikanten Intensitätsabfall bei etwa 7 keV. Die kleinere eingebettete Abbildung zeigt das EPIC-pn Spektrum im System der entfernten Galaxie. Die gestrichelte Linie zeigt die Energie der neutralen Eisen K Kante. Fig. 2-46: Raw EPIC-pn (blue) and EPIC-MOS (red) count spectra of 1H0707-495 shifted to the rest-frame of the source. (The MOS1 and MOS2 spectra were combined for display purposes only.) These spectra clearly show a significant drop at about 7 keV. The inset panel shows the pn spectrum, again in the rest-frame of the source, with the expected position of the neutral iron K edge marked (dotted line).	Abb. 2-47: EPIC-pn Lichtkurve im 0.1-10 keV Energieband. Die Daten sind in 200 Sekunden Intervallen zusammengefasst. Starke und schnelle Amplitudenvariationen werden nachgewiesen. Verschiedene Intensitätsniveaus sind unterschiedlich dargestellt. Es wurde keine starke spektrale Variabilität während der Intensitätsänderungen nachgewiesen. Fig. 2-47: EPIC-pn light curve in the 0.1-10 keV energy range with a bin size of 200 s, demonstrating the strong and rapid variability. The "high flux" and "low flux" intervals are marked differently. No significant spectral variability is detected during the flux changes.
Im folgenden werden physikalische Modelle für den plötzlichen Intensitätsabfall diskutiert. Die Abb. 2-48 (links) zeigt ein Modell, bestehend aus einem einfachen Potenzgesetz und einer tiefen Absorptionskante. Obwohl dieses Modell eine statistisch akzeptable Anpassung an die Beobachtungsdaten ergibt, lässt es sich wegen des extrem kleinen Wertes für den Photonindex von 1.07(0.09) und der Stärke des Überschusses an weicher Röntgenstrahlung physikalisch nicht begründen. Die Flächendichte der neutralen Wasserstoffabsorption, abgeleitet aus der Kantentiefe, ist 1024 cm-2. Bei solch hohen Werten der Absorption sollte das Spektrum im weichen Energieband komplett absorbiert sein, im Gegensatz dazu steigt die Intensität der Röntgenstrahlung ohne signifikante Absorption bis zu den kleinsten Röntgenenergien weiter an. Zwei Modelle scheinen eine mögliche Erklärung für diese Beobachtungsergebnisse zu liefern: (i) ein relativistisches Akkretionsscheiben-Modell und (ii) partielle Absorption der zentralen Energiequelle durch neutrale Eisenatome. Vermutlich ist eine Fe-Kante in der reflektierten Emission einer angestrahlten Akkretions-scheibe, welche nicht zu hoch ionisiert ist, gefunden worden. Zur Überprüfung dieser Vermutung wurden Reflexionsmodelle mit konstanter Dichte von Ross und Fabian (1993) an das 2-10 keV Spektrum angepasst. Es zeigt sich, dass das relativistische Scheiben-Modell den beobachteten plötzlichen Intensitätsabfall prinzipiell erklären kann (Abb. 2-48, rechts). Da das Reflexionsspektrum vermutlich in unmittelbarer Kernnähe entsteht, wurden relativistische Dopplereffekte in den spektralen Modellen mit einbezogen. Es zeigt sich, dass Reflexion von ionisiertem Material mit einer relativen Eisenüberhäufigkeit von etwa 3 die Beobachtungsdaten besser erklärt als Reflexion an einer neutralen Akkretionsscheibe. Außerdem erscheint eine rotierendes Schwarzes Loch wahrscheinlicher als ein nichtrotierendes. Das Scheiben-Modell mit einem Reflexionsanteil R = 1 kann allerdings die Beobachtungsdaten zwischen 2 und 10 keV nicht vollständig erklären. Insbesondere kann der schnelle Intensitätsabfall innerhalb von 200 eV nicht hinreichend genau erklärt werden. Für R ≤ 9 ergibt sich ein steileres Kontinuum und eine verbesserte Anpassung. Eine erhöhte Fe-Häufigkeit des Reflektors lässt den hohen R-Wert sinken. Der Ionisationsparameter ist X = 750 erg/cm/s. Bei diesem Wert sagt das reflexions-dominierte Modell eine starke He-artige Fe K-alpha Linie mit einer Äquivalentbreite von 1.8 keV voraus.	Physical models for the sharp spectral feature are discussed below. The left panel of Fig. 2-48 shows a simple power-law including a deep absorption edge. While providing an acceptable fit to the spectrum, this model is physically unsatisfactory due to the flat photon index of 1.07(0.09) and the strong soft X-ray excess emission. The column density of the putative edge is about 1024 cm-2 (derived from the depth of the edge). At this column density the spectrum in the soft part should be dominated by absorption, whereas it actually steepens considerably at lower energies. Two models could describe the observed facts: (i) a relativistic accretion disc model and (ii) partial absorption of the central energy source by neutral iron atoms. A strong Fe edge may be found in the reflected emission from an irradiated accretion disc that is not too highly ionised (right panel of Fig. 2-48). To investigate if such models can describe these data, the constant-density reflection models of Ross & Fabian (1993) were fitted to the 2-10 keV spectrum and obtained a good agreement. Since the reflected emission may originate close to the central black hole, we applied relativistic blurring to the model during fitting. Reflection from ionised material was strongly preferred over neutral reflection, an iron abundance approximately 3 times solar was needed and a Kerr space-time geometry was preferred over a Schwarzschild one. However, a model with a reflection fraction of unity can only give an adequate fit to the data between 2 and 10 keV, and it cannot fully account for the sharp spectral drop at about 7 keV. Allowing the reflection fraction R to increase to 9 resulted in a steeper continuum and an improved fit. An increased iron abundance of the reflector results in a decrease in the high value of R. The ionisation parameter is X = 750 erg/cm/s. At this level of ionisation the reflection-dominated model predicts a strong He-like Fe K-alpha line with an equivalent width of 1.8 keV.
	Abb. 2-48: Spektrale Anpassungsmodelle im 2-10 keV Energiebereich für die EPIC-pn Daten. Die oberen Teile der Abbildung zeigen drei verschiedene Modelle, die unteren Teile das Verhältnis von Daten zu Modell. Das links dargestellte Modell zeigt ein einfaches Potenzgesetz kombiniert mit einer Absorptionskante. Die mittlere Abbildung stellt das Modell der partiellen Abdeckung dar. Rechts ist das relativistische Akkretionsscheibenmodell (Reflexionsspektrum plus Eigenemission der Akkretionsscheibe) dargestellt. Fig. 2-48: Spectral fits to the 2-10 keV EPIC-pn data. The upper panels demonstrate the models (in Fυ units) and the lower panels show the data/model ratios. The left panels show the simple power-law and edge model, the middle panels show the partial covering model and the right panels show the 3 times solar Fe ionised reflection model.
Ein anderes Modell (Abb. 2-48, Mitte) liefert eine vermutlich bessere Beschreibung der Beobachtungsdaten. In diesem Modell wird die zentrale Energiequelle teilweise von hochdichten Wolken, die neutrales Eisen enthalten, verdeckt. Die mögliche Existenz von solchen hochdichten, neutralen Absorptionsgebieten in unmittelbarer Nähe des zentralen Schwarzen Loches wird in der Literatur ausführlich diskutiert. Dieses könnte insbesondere für NLS1s relevant sein. Kühles Gas, das durch ein Magnetfeld eingeschlossen ist, wird dabei durch den hohen Strahlungsdruck zu extremen Dichten komprimiert, so dass Wolken und Filamente dieses Gases die aktiven Gebiete (die heißen Filamente) oberhalb der Akkretionsscheibe begleiten. Diese Möglichkeit wurde an Hand eines relativistisch verschmierten Modells, welches Emission und eine teilweise Abdeckung einschließt, untersucht. Die Absorption durch hochdichte Filamente führt dabei zu neutraler Eisenabsorption. Die gemessene Kantenenergie von 7.10 ± 0.04 keV entspricht der theoretischen Kantenenergie von neutraler Eisenabsorption. Die Inklination der Akkretionsscheibe muss weniger als etwa 15° betragen, damit der Intensitätsabfall innerhalb von 200 eV erklärt werden kann. Liegt das absorbierende Material außerhalb der Emissionsregion (z.B. in einer toroidalen Struktur bei 1015 cm), so beeinflusst lediglich das Material innerhalb der Sichtlinie das Spektrum. Ein zweiter spektraler Intensitätsabfall ist inzwischen in einem weiteren Objekt nachgewiesen worden (PG 1211+143). Falls diese neuartige spektrale Signatur in anderen Quellen ebenfalls nachgewiesen wird, können weitere Fortschritte zur physikalischen Natur des plötzlichen Intensitätsabfalls im harten Röntgenenergiebereich erwartet werden.	One possible scenario is that the absorber only partially covers the nucleus (middle panel of Fig. 2-48). We assume that the absorbers are close to, or within the emission region. The absorbing clouds must then be very dense to remain cool and therefore held by magnetic fields. The possible presence of such clouds in AGN in general has been discussed in the literature, and they might be particularly relevant for NLS1s. Cool gas trapped by the magnetic field is compressed to extreme densities by the high radiation pressure. Clouds and filaments of such cold gas may accompany the active regions above an accretion disc. This possibility has been investigated using a relativistically blurred model involving emission and partial covering. Absorption due to high density filaments leads to an absorption of neutral iron. The measured edge energy of 7.10 ± 0.04 keV corresponds to the theoretical edge energy of neutral iron absorption. In order that the 7.1 keV feature remains sharp in the model, the inclination must be less than 15°. If the absorbing material lies outside the emission region (say in a toroidal structure at 1015 cm) then only the line-of-sight material affects the spectrum and this constraint is relaxed. Clearly it is crucial to search for similar features in other objects. The XMM-Newton spectrum of PG 1211+143 appears to show a similar drop at about 7.3 keV. If such features are common in other objects, this will further constrain the range of suitable models.
Röntgen und Radio Jets / X-Ray and Radio Jets
	Abb. 2-49: ROSAT PSPC Konturen über einem optischen Bild der Himmelsregion um die aktive Spiralgalaxie NGC 6217. Das Konturbild zeigt den im Röntgenbereich hellen Galaxienkern und nach SW Strahlung des vorgeschlagenen Röntgenjets. Die zwei Röntgenpunktquellen nordwestlich von NGC6217 sind entfernte Quasare, die im optischen Bild mit schwachen sternförmigen Objekten identifiziert werden können. Fig. 2-49: Optical image of the sky region surrounding the active spiral NGC 6217 with ROSAT PSPC contours overlaid. The contour image shows the X-ray bright galaxy nucleus and to the southwest emission from the proposed X-ray jet. The two X-ray point sources northwest of NGC 6217 are background quasars that can be identified with faint star-like objects in the optical image.
Zusammen mit Radio Jets tritt in extragalaktischen Quellen Röntgenstrahlung mit verschiedensten Eigenschaften auf. Wir berichten über die Entdeckung eines Röntgenjet in einem aktiven Kern mit niedriger Leuchtkraft und eines Radiojets, der das im Röntgenbereich strahlende heiße Gas in einer Galaxiengruppe verdrängt hat.	X-ray emission associated with radio jets in extragalactic sources exhibit a large variety of diverse characteristics. Here we report on a newly detected X-ray jet in a low luminosity AGN and on the discovery of a radio jet that has displaced the X-ray emitting hot gas in a galaxy group.
In tiefen ROSAT PSPC und HRI Beobachtungen der Spiralgalaxie NGC 6217 mit erhöhter Sternbildungsaktivität im Kern und flachem UV Spektrum entdecken wir ein Jet-ähnliches Filament, das sich 2.7' (18.8 kpc) nach SW von der Galaxie ausdehnt (Abb. 2-49). Radiobilder von NGC 6217 zeigen ausgedehnte Strahlung in dieselbe Richtung und stützen die Interpretation des Filaments als einseitiger Jet. Sein Röntgenspektrum ist härter als das von NGC 6217 und die Leuchtkraft im 0.5-2 keV Band beträgt 1.7x1039 erg/s. Im Vergleich zu anderen Röntgenjets wäre der NGC 6217 Jet einer der Längsten in scheinbarer Aus-dehnung, die Leuchtkraft dagegen eher schwach.	Deep ROSAT PSPC and HRI observations of the nuclear starburst, UV flat spectrum spiral NGC 6217 reveal a jet-like X-ray filament extending out 2.7' (18.8 kpc) to the SW of the galaxy (Fig. 2-49). Radio images of NGC 6217 show an extent in the same direction giving further evidence for a one-sided X-ray jet interpretation of this feature. Its X-ray spectrum is harder than that of NGC 6217 and the luminosity in the 0.5-2 keV band is 1.7x1039 erg/s. Compared to other X-ray jets the NGC 6217 jet would be one of the longest in apparent dimension, while its luminosity is only moderate.
1384 MHz Radio Konturkarten des Australia Telescope Centimetre Array (ATCA) zeigen ESO 295-IG022 als eine bipolare, ziemlich unsymmetrische Doppeljet Radiogalaxie, die mit einer seltsamen wechselwirkenden Galaxie zusammenhängt. Die nördliche Radiospitze scheint mit einer anderen Galaxie der Gruppe zusammen zu fallen. Das Feld liegt zufällig in einer ROSAT PSPC Beobachtung. Wir entdecken kühle diffuse Röntgenstrahlung, wie von einer Galaxiengruppe oder einem armen Galaxienhaufen erwartet, die teilweise mit der Radiostrahlung antikorreliert ist. Dies legt nahe, dass die 100 kpc langen Jets das im Röntgenbereich strahlende Gas der Gruppe verdrängt haben (Abb. 2-50).	Australia Telescope Centimetre Array (ATCA) 1384 MHz radio contours of ESO 295-IG022 have revealed a bipolar, fairly asymmetrical, twin jet radio galaxy. This is associated with a peculiar interacting galaxy, while the northern radio tip appears coincident with another galaxy in the group. The field was covered serendipitously by a ROSAT PSPC observation. Cool diffuse X-ray emission, consistent with that of a group or poor cluster, is detected somewhat anti-correlated with the radio emission, suggestive of the 100-kpc long jets having displaced the X-ray emitting group gas (Fig. 2-50).
	Abb. 2-50: ROSAT PSPC 0.5-2 keV Bild mit überlagerten ATCA 1384 MHz Radio Konturen von ESO 295-IG022. Fig. 2-50: ATCA 1384 MHz radio contours of ESO 295-IG022 superposed on the ROSAT PSPC 0.5-2 keV image.
Variabilität in Seyfert Galaxien / Variability in Seyfert Galaxies
Aktive Galaxien sind in allen Energiebereichen zeitlich variabel, wobei die Zeitskalen der Variabiltät des Röntgenflusses kürzer sind als bei allen anderen Energien. Untersuchungen im Röntgenbereich sind daher bestens geeignet, die extremen physikalischen Prozesse in den innersten Bereichen der Akkretionsströmung zu untersuchen.	Active Galactic Nuclei are variable in every observable wave band, and the X-ray flux exhibits variability on time scales shorter than any other energy band. A study of the X-ray variability thus is a powerful tool to probe the extreme physical processes in the inner parts of the accretion flow.
Wir haben die zeitlichen Variationen der Narrow Line Seyfert Galaxie Ark 564 von einer langen ASCA Beobachtung im Juni 2000 analysiert. Das beobachtete Fourier - Spektrum überdeckt einen Bereich von ca. 3.5 Dekaden. Wir finden einen hochfrequenten Knick bei 2x10-3 Hz und eine Steigung von ~ -1 und ~ -2 unterhalb bzw. oberhalb der Knick-Frequenz. Werden diese Daten mit den Ergebnissen einer langen RXTE Beobachtung kombiniert, so findet man, dass die Frequenz-Spektren von Ark 564 und von Cyg X-1 (im harten/niedrigen Zustand) fast identisch sind mit sehr ähnlichem Verlauf und Amplituden. Jedoch ist das Verhältnis der Knickfrequenzen sehr klein (103-4) was bedeutet, dass diese charakteristischen Frequenzen keine Rückschlüsse auf die Masse der Schwarzen Löcher zulassen. Wir finden auch Zeitverschiebungen in den Kreuz-Spektren der Lichtkurve von Ark 564, die proportional der Fourier Periode sind, ähnlich wie bei Cyg X-1 im harten Zustand. Diese Ergebnisse deuten auf ein kleines Schwarzes Loch und hohe Akkretionsrate bei Ark 564 hin.	We have studied the temporal variability of the Narrow Line Seyfert Galaxy, Ark 564, from a "long look observation" by ASCA in June 2000. The observed power spectrum covers a frequency range of approximately 3.5 decades. We detect a high frequency break at 2x10-3 Hz and a slope of ~ -1 and ~ -2 below and above the break frequency. When combined with the results from a long RXTE observation, the observed power spectra of Ark 564 and Cyg X-1 (when it is in its low/hard state) are almost identical, having a similar shape and rms amplitude. However, the ratio of the high frequency breaks is very small (103-4) implying that these characteristic frequencies are not indicative for the black hole mass. We also find time lags in the cross spectra of the light curves of Ark 564 which are proportional to the Fourier period, similar to Cyg X-1 in low/hard state. These results support the idea of a small black hole mass and high accretion rate in Ark 564.
Die Analyse der Röntgen-Lichtkurve von Ark 564 mit komplexeren statistischen Methoden ergab neue Informationen für die Beschreibung der zentralen Maschine dieser Quelle. Wir finden, dass die Prozesse, die die Variabilität verursachen, höchstwahrscheinlich nicht linear sind und dass die Zeitreihe nicht stationär ist. Wir zeigen, dass unter bestimmten Annahmen die komplexe Lichtkurve als ein fraktales Objekt mit einer nicht-trivialen Dimension und als selbstähnlich angesehen werden kann. Unter Verwendung einer statistischen Methode, die auf dem Konzept der Skalierungs-Indizes beruht, zeigen wir, daß die Zustände hoher und niedriger Zählraten intrinsisch verschieden sind, wobei der Zustand hoher Zählrate durch höhere Komplexität charakterisiert ist.	An analysis of the X-ray light curves of Ark 564 using "non-standard" statistical techniques gave new information to characterize the engine of this source. We find that the process causing the variability is very likely linear and, possibly, the time series is non-stationary. We show that under certain aspects the complex light curve can be regarded as a fractal object with non-trivial fractal dimension and statistical self-similarity. Using a non-linear statistic based on the concept of scaling indices we demonstrate that the high and low count rate states are intrinsically different, with the high state characterized by higher complexity. [Boller, Brinkmann, Genzel, Gliozzi, Keil, Lutz, Pietsch, Räth, Read, Scheingraber, Sturm, Trümper]
2.3.4 Die Entwicklung der verschmelzenden Galaxien und ultraleuchtkräftigen Infrarot-galaxien / Evolution of Mergers and Ultra-luminous Galaxies
Die Entstehung von Sternhaufen in der Antennen-Galaxie / Globular Cluster Formation in the Antennae
Während der letzten Dekade wurden viele interagierende und miteinander verschmelzende Galaxien entdeckt, die große Zahlen junger Sternhaufen aufweisen, die während des Verschmelzungsprozesses gebildet wurden. Die globalen Eigenschaften dieser Haufen suggerieren, dass sie Vorgänger von Haufenpopulationen in normalen, nahen elliptischen und Spiralgalaxien sein könnten. Solch eine Hypothese hat auch die attraktive Implikation, dass, wenn elliptische Galaxien durch Verschmelzen von zwei großen Spiralgalaxien entstünden (wie es das populäre Entwicklungsmodell vom hierarchischen Verschmelzen von Galaxien vorsieht), diese jungen Haufen sich vielleicht zu dem roten, vielleicht sehr metall-reichen, Teil der Haufenpopulation von elliptischen Galaxien entwickeln, wenn der Verschmelzungsprozess beendet ist. Diese Hypothese muss jedoch an Hand der Charakteristiken (Massen, Leuchtkräfte, Metallizitäten, Steigung und Massen-Bereich der ursprünglichen Massenfunktion (IMF)) von beiden, individuellen jungen Haufen und der Haufenpopulation als Ganzes, getestet werden.	During the last decade, many interacting and merging galaxies were discovered to host large numbers of young star clusters that formed during the merging process. The overall properties of these clusters suggest that they could be the progenitors of the globular cluster populations seen in normal nearby elliptical and spiral galaxies. Such an hypothesis also has the attractive implication that if ellipticals formed through the merger of two large spiral galaxies (as suggested in the popular hierarchical merging model of galaxy formation), these young clusters might evolve into the red, perhaps metal-rich part of the globular cluster population of elliptical galaxies when the merging is complete. However, this hypothesis needs to be tested by determining the characteristics (masses, luminosities, metallicities, slope and mass ranges of the initial mass function (IMF)), of both, individual young clusters and the cluster population as a whole.
Um die Charakteristiken und die dynamische Entwicklung junger Sternhaufen in verschmelzenden Galaxien zu verstehen, haben wir mit ISAAC am VLT-UT1 und UVES am VLT-UT2 mittlere und hochauflösende Spektroskopie von fünf solchen jungen kompakten Haufen im verschmelzenden Galaxienpaar NGC 4038/4039 (die "Antennae") aufgenommen. Deren Geschwindigkeits-Dispersionen wurden mittels der stellaren Absorptionsbanden von CO bei 2.29 µm und den Metallabsorptionslinien bei 8500 Å, inklusive der Linien des Kalzium Tripletts, gemessen. Die Größenskalen und Lichtprofile wurden von HST Bildern bestimmt. Von diesen Daten, ein viriales Gleichgewicht angenommen, haben wir die Massen der fünf Haufen berechnet. Die sich ergebenden Massen reichen von 6.5x105 bis 4.7x106 Msol. Dies sind sehr große Massen; um einen Faktor von wenigen bis über 10 größer als die typische Masse von Haufen in	In order to begin to understand the characteristics and dynamical evolution of young clusters in merging galaxies, we have obtained medium and high-resolution spectroscopy using ISAAC on VLT-UT1 and UVES on VLT-UT2 of five such young compact clusters in the merging galaxy pair, NGC 4038/4039 (the "Antennae"). The velocity dispersions were estimated using the stellar absorption features of CO at 2.29 µm and metal absorption lines at around 8500 Å, including lines of the Calcium Triplet. The size scales and light profiles were measured from HST images. From these data, and assuming virial equilibrium, we estimated the masses of five clusters. The resulting masses range from 6.5x105 to 4.7x106 Msol. These masses are large, factor of a few to more than 10 larger than the typical mass of a globular cluster in the Milky Way. However, given that for this first analysis we selected clusters that are among the most luminous
Abb. 2-51: Links: ISAAC Ks-Band Bild der Galaxie NGC 4038/4039 mit der Markierung der Haufen, die mit ISAAC- und UVES-Spektroskopie beobachtet wurden. Rechts: Die K-Band Masse-Leuchtkraft-Verhältnisse für die jungen Haufen in der Antenne verglichen mit Modellen von Leitherer et al. (1999) eines instantanen Sternentstehungsausbruchs mit einer Gesamtmasse von 106 Msolmit potenzgesetzmäßiger Steigung, solarer Metallizität und einem Massenbereich von 0.1 bis 100 Msol. Die Potenzgesetz-Steigungen sind 2.35 (durchgezogene Linie), 2,00 (gestrichelte Linie) und 3.00 (gepunktete Linie). Die Punkte repräsentieren die Daten für den Antennen-Haufen mit auf Bodenbeobachtungen basierender Photometrie und einer angenommenen Extinktion von 10%. Deren Alter wurde durch Messung der Äqivalentbreiten der CO-Banden bei 2.29 µm, des Kalzium Tripletts, oder der Br-gamma Emissionslinie (sofern vorhanden für die einzelnen Haufen) bestimmt. Die gezeigten Modell-Masse-Leuchtkraft-Verhältnisse berücksichtigen mit der Zeit durch stellare Winde oder Supernovae verlorene Massen. Es wird deutlich, dass es einen größeren Bereich verschiedener Steigungen oder unterer Massengrenzen für die ursprüngliche Massenfunktion gibt. Fig. 2-51: Left: ISAAC Ks-band image of NGC 4038/4039 with labelling of the clusters that were observed using ISAAC and UVES spectroscopy. Right: The K-band light-to-mass ratios for the young compact clusters in the Antennae compared with models of Leitherer et al. (1999) for an instantaneous burst of total mass 106 Msol with power-law slopes, solar metallicity and a mass range from 0.1 to 100 Msol. The power-law slopes are 2.35 (solid line), 2.00 (dashed line) and 3.00 (dotted line). The points represent the data for the Antennae clusters with ground-based K-band photometry, which has been extinction corrected. The error bars represent a combination of the uncertainty in the mass and the uncertainty in the photometry and extinction estimate was assumed to be 10%. The ages were estimated through the use of the measure equivalent widths of the CO-band heads at 2.29 µm, the Calcium triplet, or the Br-gamma emission line (when available for each cluster). The model light-to-mass ratios shown take into account the mass lost through stellar winds and supernovae over time. There is a clear range of slopes or lower mass limits in the initial mass function.
der Milchstraße. Da wir für diese erste Analyse jedoch Haufen ausgewählt haben, die zu den leuchtkräftigsten in der Antenne gehören, ist es sehr wahrscheinlich, dass diese auch das obere Massenende der jungen Haufenpopulation repräsentieren und darüber hinaus auch einen erheblichen Massenverlust in ihrer zukünftigen Entwicklung erleiden werden. Die Masse-Leuchtkraft Verhältnisse dieser Haufen in den V- und K-Bändern im Vergleich mit stellaren Synthese-Modellen deuten darauf hin, dass in erster Ordnung die Steigungen ihrer IMF in etwa konsistent sind mit einer Salpeter-Massenfunktion mit einem Massenbereich von 0.1 bis 100 Msol. Die Haufen zeigen jedoch einen signifikanten Bereich an möglichen IMF-Steigungen oder unteren Massengrenzen (Abb. 2-51), und dass diese Variationen vielleicht mit der interstellaren Umgebung des Haufens korrelieren. Ein Vergleich mit den Ergebnissen von Fokker-Planck Simulationen von kompakten Haufen mit ähnlichen Eigenschaften wie den von uns beobachteten, zeigt, dass diese sehr wahrscheinlich langlebig sind und einen großen Teil ihrer Gesamtmasse verlieren werden.	in the Antennae, it is likely that they represent the high mass end of the young cluster population and more over will suffer considerable mass loss during future evolution. The mass-to-light ratios for these clusters in the V- and K-bands in comparison with stellar synthesis models suggest that to first order the IMF slopes are approximately consistent with Salpeter for a mass range of 0.1 to 100 Msol. However, the clusters show a significant range of possible IMF slopes or lower mass cut-offs (Fig. 2-51) and that these variations may correlate with the interstellar environment of the cluster. Comparison with the results of Fokker-Planck simulations of compact clusters with properties similar to the clusters studied here, suggest that they are likely to be long-lived and may lose a substantial fraction of their total mass.
Ultraleuchtkräftige Infrarotgalaxien: entstehende Elliptische Galaxien und Quasare? / Ultraluminous Mergers: Elliptical Galaxies and Quasars in Formation?
Der extragalaktische Hintergrund im Röntgenlicht und im fernen Infrarot/Sub-mm zeigt, dass staubumhüllte Starbursts und AGNs eine wichtige Rolle im frühen Universum spielen. Der extragalaktische Ferninfrarot- bzw. Sub-mm Hintergrund wird anscheinend von leuchtkräftigen Galaxien sol) bei z›=1 beherrscht. Leuchtkräftige und massereiche staubige Starburstgalaxien mit Sternentstehungsraten von 102 bis 103 Msol pro Jahr haben demnach wohl signifikant zur kosmischen Sternentstehungsrate bei z≥1 beigetragen. Diese staubigen Starburstgalaxien könnten große Bulges und elliptische Galaxien in Entstehung sein. Ultraleuchtkräftige Infrarotgalaxien (ULIRGs) sind vermutlich die lokalen Gegenstücke dieser Population bei hoher Rotverschiebung. ULIRGs können sich durch von Galaxienverschmelzung angeregtem dissipativen Kollaps zu elliptischen Galaxien entwickeln. ULIRGs sind meist fortgeschrittene Verschmelzungsprodukte gasreicher Scheibengalaxien. Während des Verschmelzungsvorgangs können solche Objekte durch eine helle Starburstphase gehen und sich später zu einem QSO entwickeln. Die Entstehung elliptischer Galaxien durch Verschmelzung und die Anregung starker Starbursts und QSOs können also eng gekoppelt sein, in Übereinstimmung mit neuen Vorhersagen hierarchischer Verschmelzungmodelle in CDM-Kosmologien.	The X-ray and far-IR/submm extragalactic backgrounds show that dust-enshrouded starbursts and AGNs play an important role in the high redshift Universe. The extragalactic far-IR/submillimetre background appears to be dominated by luminous (>1011.5Lsol) galaxies at z›=1. Very luminous and massive, dusty starbursts with star formation rates of 102 to 103 Msolyr-1 thus have probably been contributing significantly to the cosmic star formation rate at z›=1. These dusty starbursts may be large bulges and elliptical galaxies in formation. Ultra luminous infrared galaxies (ULIRGs) may be the local analogues of the high-z population. ULIRGs may evolve into ellipticals through merger induced, dissipative collapse. ULIRGs are advanced mergers of gas rich disk galaxies. In the process, such mergers may go through a luminous starburst phase and later evolve into QSOs. The formation of elliptical galaxies through major mergers and triggering of major starbursts and QSOs may thus be intimately coupled, consistent with recent predictions of hierarchical merger models in CDM cosmologies.
Mit Keck und VLT gewinnen wir im nahen Infrarot spektroskopische Messungen der stellaren Dynamik in einer Stichprobe von ULIRGs in fortgeschrittenen Verschmelzungsstadien. Zusammen mit im letzten Jahresbericht beschriebenen früheren Messungen haben wir jetzt Informationen über die strukturellen und kinematischen Eigenschaften von 19 ULIRGs, wovon 8 QSO-ähnliche aktive Galaxienkerne enthalten. Wir haben die Eigenschaften durch Sternentstehung geprägter Systeme mit denen AGN-dominierter verglichen, und mit Stichproben naher elliptischer Galaxien und QSOs. Wir finden keinen signifikanten Unterschied in den Grundeigenschaften der Muttergalaxien (s, Reff, meff, MK) von AGN-dominierten und sternentstehungsdominierten ULIRGs. Alle ULIRGs befinden sich bemerkenswert nahe an der Hauptebene (fundamental plane) früher Galaxien mit moderater Leuchtkraft (~L*, Abb. 2-52). ULIRGs scheinen einen großen Teil dieser Ebene abzudecken. Sie sind im Mittel rotierenden elliptischen Galaxien von etwa L* ähnlich, aber klar verschieden von elliptischen Riesengalaxien. In der meff-Reff-Projektion der Hauptebene sind sowohl AGN- als auch sternentstehungsdominierte ULIRGs deutlich gegen das Gebiet von elliptischen Riesengalaxien und Muttergalaxien von QSOs verschoben.	We are making near-IR Keck and VLT spectroscopic measurements of the stellar dynamics in a sample of late stage merger ULIRGs. Combined with previous measurements reported in last year’s Annual Report, we now have information on the structural and kinematic properties of 19 ULIRGs, 8 of which contain QSO-like active galactic nuclei. We have compared the properties of the star formation dominated systems to those dominated by AGNs, and to samples of nearby elliptical galaxies and QSOs. We find that there is no significant difference in the fundamental host properties (s, Reff, meff, MK) of AGN-dominated and star formation dominated ULIRGs. All ULIRGs fall remarkably close to the fundamental plane of moderate luminosity (~L*) early type galaxies (Fig. 2-52). ULIRGs appear to populate a wide range of the plane, are on average similar to ~L* rotating ellipticals, but are clearly distinct from giant ellipticals. In the meff-Reff projection of the fundamental plane, both AGN- and star formation dominated ULIRGs are well offset from the location of giant elliptical galaxies and the hosts of QSOs.
Während ULIRGs und optisch selektierte AGN sich in der Verteilung ihrer Leuchtkräfte sehr ähneln, und die (beobachteten) absoluten K-Band-Magnituden der Muttergalaxien für ULIRGs im Schnitt nur 1-1.5	While the ULIRGs and the optically selected AGNs are very similar in their distribution of AGN luminosities, and on average only 1 to 1.5 magnitudes fainter in (observed) absolute host K-band magnitudes, ULIRGs
Abb. 2-52: Projektionen der Hauptebene. In den drei hier gezeigten Diagrammen stellen rote Quadrate und Fehlerbalken unsere ULIRGs in fortgeschrittenen Verschmelzungsstadien dar. Die einen starken AGN enthaltenden sind mit "A" markiert. Braune Kreuze stehen für die elliptischen Galaxien von Pahre (1999), grüne gefüllte Kreise für die LIRGs von Shier und Fischer (1998) und James (1999), hellblaue Quadrate für die elliptischen Riesengalaxien mit kastenförmigen Isophoten (M(B)<-20.5, B-K=3.9) und dunkelblaue gefüllte Kreise für elliptische Galaxien mit scheibenförmigen Isophoten (M(B)<-18, B-K=3.9), beide von Bender et al. (1992) und Faber et al. (1997). Links: Ansicht der Hauptebene von der Seite. Ebenfalls gezeigt sind die Effekte von unterschiedlicher Extinktion (unten) und von Alter/Entwicklung der Sternpopulation (oben). Oben rechts: reff-sigmaeff-Projektion der Hauptebene. Unten rechts: sigma-reff-vrot/sigma Verteilung der Galaxien. Fig. 2-52: Projections of the fundamental plane. In the three plots shown here red squares (and error bars) are our sample of late-stage merger ULIRGs. Sources with a strong AGN are marked with "A". Brown crosses denote ellipticals from Pahre (1999), green filled circles mark the LIRGs from Shier & Fischer (1998) and James et al. (1999), light blue squares are the boxy giant ellipticals (M(B)<-20.5, B-K=3.9), and dark blue, filled circles mark disky ellipticals (M(B)<-18, B-K=3.9), both from Bender et al. (1992) and Faber et al. (1997). Left: edge-on view of the fundamental plane. Also indicated are the effects of different extinction values (bottom) and of age/evolution of the stellar population (top). Top right: reff-sigmaeff projection of the fundamental plane. Bottom right: sigma-reff-vrot/sigma distribution of the galaxies.
Magnituden schwächer als die für QSOs sind, haben die ULIRGs typischerweise viel kleinere (Faktor 3-10) Effektivradien und damit höhere Flächenhelligkeiten als die QSOs (Abb. 2-53). Letztere befinden sich nahe am Ort der elliptischen Riesengalaxien. Unmittelbar gesehen legen unsere Ergebnisse nahe, dass die Eigenschaften der Muttergalaxien von ULIRGs und optisch selektierten QSOs sehr verschieden sind. Diese Schlussfolgerung ist im Moment aber nicht eindeutig, wegen Effekten der Extinktion und der Entwicklung der Flächenhelligkeiten von ULIRGs, und da dynamische Daten für optisch helle QSOs fehlen. Eine Möglichkeit, die jetzigen Daten mit einer Entwicklungsbeziehung zwischen ULIRGs und optisch selektieren QSOs verträglich zu machen, ist, dass die Muttergalaxien von ULIRGs aus zwei relaxierten (r1/4) Komponenten bestehen - einer alten ausgedehnten und einer jungen kompakten Starburstkomponente, die ihre Flächenhelligkeitsverteilung dominiert. Wenn der kompakte Starburst mit zunehmendem Alter schwächer wird, gleichen sich die Eigenschaften des Verschmelzungsüberrests mehr und mehr denen elliptischer Riesengalaxien an.	typically have much smaller (factor 3 to 10) effective radii (and correspondingly greater surface brightness) than the QSOs (Fig. 2-53). The latter fall near the locus of giant ellipticals. At face value, our findings suggest that ULIRGs and optically selected QSOs have very different host properties and thus, cannot easily be connected by a common evolutionary path. However, this conclusion is not unique at the present time, because of the effects of extinction and evolution on the surface brightness distribution of ULIRGs, and because of the lack of dynamical data of optically bright QSOs. One possible scenario to reconcile the present data with an evolutionary link between ULIRGs and optically selected QSOs is that ULIRG host galaxies are composed of two relaxed (r1/4) components: an old extended one and a young (starburst) compact one that dominates its surface brightness distribution. As the compact starburst component fades with age, the properties of the merger remnant gradually evolve into those of giant elliptical galaxies.
Abb. 2-53: Vergleich von ULIRGs mit optisch selektierten QSOs. Links:µeff(K)-reff-Verteilung. AGNs aus der lokalen Stichprobe (z<0.3) von Dunlop et al. (2001) sind hellblau gezeigt. Rote Quadrate sind unsere ULIRGs. Die einen starken AGN enthaltenden sind zusätzlich mit "A" markiert. Braune Kreuze stehen für die elliptischen Galaxien von Pahre (1999) und dunkelblaue Quadrate für die elliptischen Riesengalaxien mit kastenförmigen Isophoten von Bender et al. (1992) und Faber et al. (1997). Rechts: Verteilung von Lbol für die ULIRGs und QSOs. Fig. 2-53: Comparison of the ULIRGs to optically selected QSOs. Left: µeff(K)-reff distribution. AGNs from the Dunlop et al. (2001) local sample (z<0.3) are marked by light blue symbols. Red squares are our ULIRG sample. Those ULIRGs containing a strong AGN are marked with "A". Brown crosses denote ellipticals from Pahre (1999), and dark blue squares are the boxy giant ellipticals from Bender et al. (1992) and Faber et al. (1997). Right: Lbol distribution of the ULIRGs and QSOs.
Auflösen des Fe-Linienkomplexes in der leuchtkräftigen, wechselwirkenden Galaxie NGC 6240 / Resolving the Fe-line Complex in the Luminous Merger NGC 6240
NGC 6240 wurde bei einer 24 ksec langen Belichtungsdauer mit den EPIC-pn und EPIC-MOS-Instrumenten an Bord von XMM-Newton beobachtet (Abb. 2-54 und 2-55). Die außergewöhnlich hohe Röntgen-Leuchtkraft in der Größenordnung von 1011 Sonnen-Leuchtkräften macht NGC 6240 zu einer wichtigen Quelle, um die Beziehung zwischen AGN und Starburst zu studieren.	We have analysed the data of NGC 6240 taken from a 24-ksec observation with XMM-Newton using the EPIC-pn and EPIC-MOS instruments (Fig. 2-54 and 2-55). The exceptionally high X-ray luminosity of about 1x1011 L¤ makes NGC 6240 an important source for studying the AGN-Starburst connection.
Der Fe-Linienkomplex lässt sich in die neutrale Fe-K-Linie bei 6.4 keV und zwei ionisierte Fe-Linien bei 6.7 keV bzw. 6.9 keV auflösen. Dabei kann die 6.4 keV-Linie nicht durch eine reine Starburst-Emission erklärt werden. Folglich zeigt sich aus dem Nachweis der neutralen 6.4 keV Linie, verbunden mit einer hoch-absorbierenden Potenzgesetz-Komponente, die Existenz einer AGN-Komponente im Röntgen-Spektrum von NGC 6240. Die geringe Breite der neutralen Fe-Linie könnte das Ergebnis von Prozessen sein, bei denen die Strahlung der AGN-Komponenten entweder am inneren Bereich eines molekularen Torus reflektiert oder durch Emission verursacht wird, welche aus den äußeren Bereichen der Akkretionsscheibe stammt.	We have resolved the Fe line complex into the neutral Fe K line at 6.4 keV and two ionised Fe lines at 6.7 and 6.9 keV. The 6.4 keV line cannot be explained by pure starburst emission. Therefore, the detection of the neutral 6.4 keV line in combination with the highly absorbed power-law component reveals the presence of an AGN component in NGC 6240. The narrow width of the neutral Fe K line might be due to a reflection process of the AGN component at the inner part of a molecular torus or from emission coming from the outer parts of the accretion disk.
	Abb. 2-54: Das Spektrum von NGC 6240 (EPIC MOS 1+2) im Bereich des Fe-Linienkomplexes. Zu sehen sind die Datenpunkte (schwarz) und das Modell (rot). Fig. 2-54: The spectrum of NGC 6240 (EPIC MOS 1+2) around the Fe K line complex. Data in black and model in red.
Abb. 2-55: Das gesamte Spektrum von NGC 6240, (links: EPIC MOS 1+2; rechts: EPIC-pn). Farberklärung: hell- und dunkel-blau: zwei heiße thermische Plasmen; rosa: reflektierende Komponente, rosa (gepunktet): 6.4 keV Fe Linie, daneben die beiden ionisierten Fe Linien; schwarz (gepunktet): direkte Komponente. Fig. 2-55: The overall spectrum of NGC 6240, (left: EPIC MOS 1+2; right: EPIC-pn). Colour coding: light and dark blue: two hot thermal plasmas; pink: reflection component; pink (dotted): 6.4 keV Fe line, next to the two ioinized Fe lines; black (dotted): direct component.
Die spektrale Energieverteilung zwischen 0.3-10.0 keV kann durch eine Kombination folgender Komponenten erklärt werden: (i) zwei heiße thermische Komponenten (der Starburst), (ii) eine direkte Komponente (stark absorbierend; der AGN ist versteckt), (iii) eine reflektierende Komponente (der AGN); (iv) drei schmale Fe-Linien. Eine Analyse zeigt, dass in dem Energiebereich von 0.3 bis 10.0 keV das Spektrum durch die AGN-Komponente dominiert wird. Absorptions-korrigiert ergibt sich eine Röntgen-Leuchtkraft von 9x1043 erg/s für die direkte AGN-Komponente (sowie 4x1042 erg/s für die reflektierte AGN-Komponente). Die Leuchtkraft des Starburst lässt sich danach zu ungefähr 2x1042 erg/s bestimmen.	The 0.3-10.0 keV spectral energy distribution is characterised by the following components: (i) two hot thermal components (the starburst), (ii) one direct component (heavily absorbed; AGN is hidden), (iii) one reflection component (the AGN), (iv) three narrow Fe lines. The spectral analysis shows that in the 0.3-10 keV X-ray range the energy distribution is dominated by the AGN component. The absorption corrected luminosity of the direct AGN component is 9x1043 erg/s (for the reflected AGN component 4x1042 erg/s). The luminosity attributed to the starburst component is about 2x1042 erg/s. [Boller, Genzel, Iserlohe, Keil, Lehnert, Lutz, Mengel, Rigopoulou, Tacconi, Tecza, Thatte]
Quasare / Quasars
Typ-2 Quasare / Type-2 Quasars
	Abb. 2-56: Spektrale Energieverteilung (SED) der ultraleuchtkräftigen IRAS-Galaxie NGC 6240 von Radio- bis zu harten Röntgenfrequenzen (durchgezogene Linie, gestrichelte Linie in den nicht beobachteten Bereichen). Detektionen und obere Grenzen für den Typ-2 QSO CDF-S 202 sind der NGC 6240-Schablone überlagert. Fig. 2-56: Spectral energy distribution (SED) of the ultra-luminous IRAS galaxy NGC 6240 from the radio to hard X-ray frequencies (solid line, dashed in unobserved regimes). Detections and upper limits for the type-2 QSO CDF-S 202 are plotted over the NGC 6240 template.
Tiefe Röntgendurchmusterungen haben ergeben, dass der kosmische Röntgenhintergrund (XRB) mehrheitlich auf die Akkretion von Materie auf supermassereiche Schwarze Löcher zurückzuführen ist. Der ROSAT-Satellit hatte ungefähr 70-80% des weichen Röntgenhintergrundes in einzelne Quellen aufgelöst, wobei die Mehrzahl der Quellen durch umfangreiche spektroskopische Beobachtungen mit dem Keck-Teleskop als Aktive Galaxienkerne (AGN) identifiziert wurde. Das vereinheitlichende Modell für AGNs ist weitestgehend akzeptiert. Die Physik des Schwarzen Loches, der Akkretionsscheibe, des Jets und des absorbierenden Toruses sind mit dem Sichtwinkel des Beobachters so verbunden, dass die scheinbar unvereinbaren Eigenschaften der einzelnen Typen von Aktiven Galaxienkernen erklärt werden können. Typ-1 Objekte (Quasare, Seyfert-Galaxien) zeigen direkt die Merkmale der zentralen Maschine ohne Absorption, wogegen Typ-2 Objekte dann auftreten, wenn die Sicht durch absorbierenden optisch sehr dichten Staub/Gas (z.B. in Form eines zirkumnuklearen Toruses in der Größenordnung von einigen Parseks nach dem Standard AGN-Modell) verhindert ist. Tiefe Himmelsdurchmusterungen mit ROSAT haben hauptsächlich Typ-1 Objekte entdeckt. Das charakteristische harte Spektrum des Röntgenhintergrundes kann jedoch nur erklärt werden, wenn die Mehrzahl der AGNs im Universum stark absorbiert sind, also vom Typ-2 sind. Ein kritischer Bestandteil der Populationssynthesemodelle des Röntgenhintergrundes ist daher der große Beitrag von stark absorbierten leuchtkräftigen AGNs, den sogenannten Typ-2 Quasaren. Laut Vorhersagen sollen sie schmale verboten Emissionslinien, eine starke harte Röntgenemission und eine hohe Equivalentbreite der Fe Ka-Linie aufweisen. Über viele Jahre wurde die Existenz solcher Objekte in Frage gestellt. Mit dem erfolgreichen Auffinden eines optisch absorbierten, sehr stark röntgenabsorbierten, leuchtkräftigen zentralen AGN in der Sternentstehungsgalaxie NGC 6240 konnte demonstriert werden, dass das Typ-2 QSO-Phänomen im harten Röntgenlicht aufgedeckt werden kann. Abb. 2-56 zeigt die spektrale Energieverteilung (SED) von NGC 6240 vom Radio- bis zum harten Röntgenbereich. Die unabsorbierte Röntgenleuchtkraft von NGC 6240 liegt dabei zwischen der von normalen Typ-1 Quasaren und der von Seyfert-Galaxien. Der größte Anteil der Leuchtkraft wird jedoch durch verdeckendes Medium absorbiert und muss daher in der starken thermischen Staubkomponente im Mittleren- und Ferninfrarot re-emitiert werden.	Deep X-ray surveys have shown that the cosmic X-ray background (XRB) is largely due to the accretion onto supermassive black holes, integrated over the cosmic time. The ROSAT satellite has resolved about 70-80% of the soft X-ray background into discrete sources, which through extensive Keck spectroscopic observations have identified most of these as active galactic nuclei (AGN). The unified model for AGNs is widely accepted. Briefly, the physics of black hole, accretion disk, jet and an obscuring torus is convolved with the geometry of the viewing angle of the observer and can explain most of the apparent disparate properties of types of active galaxies. Type 1 objects (Quasars, Seyfert galaxies) directly exhibit the properties of the central engine with no absorption, while type-2 objects arise when the view is obscured by highly optically thick gas/dust (e.g. in the form of a parsec-scale circum-nuclear torus in the standard unified models). Deep ROSAT surveys have mainly discovered type 1 objects. However, the characteristic hard spectrum of the XRB can only be explained if most of the AGNs in the Universe are heavily absorbed, i.e. are type-2. A crucial ingredient for the population synthesis models of the XRB is a large contribution of heavily obscured powerful AGNs called type-2 QSOs. They have been predicted to have narrow permitted lines, powerful hard X-ray emission and a high equivalent width Fe Ka-line. For many years doubts have been raised, whether type-2 QSOs exist at all. The successful finding of an optically obscured, heavily X-ray absorbed luminous central AGN in the starburst galaxy NGC 6240 demonstrated that hard X-rays are the obvious wavelength to uncover the type-2 QSO phenomenon. Fig. 2-56 shows the spectral energy distribution (SED) of NGC 6420 from the radio to the hard X-ray band. The non-thermal AGN continuum in the hard X-ray range is severely absorbed and a strong reprocessed iron line is observed. The unabsorbed X-ray luminosity of NGC 6240 is intermediate between a normal type 1 QSO and a Seyfert galaxy. However, most of this luminosity is absorbed by the obscuring medium and must be re-radiated in the strong thermal dust component in the mid- and far-infrared.
	Abb. 2-57: Oben.: Das VLT-UT-1-Spektrum des Typ-2 QSOs CDF-S 202, der mit Chandra entdeckt wurde, zeigt schmale Emissionslinien von OVI, Ly-alpha und CIV bei z=3.700. Unten: Keck-LRIS-Spektrum des Typ-2 QSO-Kandidaten X174A bei z=3.24, der mit XMM-Newton im Lockman Hole gefunden wurde. Das Spektrum lässt schmale Ly-alpha-, HeII- und C III] Emissionslinien erkennen. Fig. 2-57: Upper: VLT UT-1 spectrum of the type-2 QSO CDF-S 202 at z=3.70 discovered using Chandra, showing narrow OVI, Ly-alpha, NV and CIV lines. Lower: Keck LRIS spectrum of the type-2 QSO candidate X174A at z=3.24, discovered using XMM-Newton in the Lockman Hole. The spectrum reveals narrow Ly-alpha, He II and C III] emission lines.
Tiefe Röntgendurchmusterungen mit den neuen Chandra- und XMM-Newton-Satelliten haben erst kürzlich den größten Teil des harten Röntgenhintergrundes in einzelne Quellen aufgelöst. Das "Hubble Deep Field-North" und das "Chandra Deep Field-South", zwei sehr detailliert untersuchte Himmelsregion in nahezu allen Wellenlängenbereichen, wurden mit dem Chandra-Satelliten mit Gesamtbelichtungszeiten von 2 Msec bzw. 1 Msec aufgenommen. Die erste tiefe Durchmusterung mit XMM-Newton (100 ksec Belichtungszeit) wurde in der Region des Lockman Holes durchgeführt, einem Gebiet, das mit ROSAT sowie in anderen Wellenlängenbändern gut studiert ist. Optische Spektroskopie mit den Keck-Teleskopen und dem VLT (in Arbeit) führte zu dem Resultat, dass die Mehrzahl der neuen Quellen wahrscheinlich intrinsisch absorbierte Typ-2 AGNs sind, exakt die durch die Hintergrundspopulationssynthese hervorgesagten Objekte. Unter den höchst interessanten neuen Ergebnissen aus diesen Durchmusterungen ist die Entdeckung verschiedener Beispiele der seit langem gesuchten Klasse von Typ-2 QSOs. In der 1 Msec "Chandra Deep Field-South"-Aufnahme haben wir den höchstrotverschobenen, derzeit bekannten Typ-2 AGN mit einer Rotverschiebung von 3.70 entdeckt, ein klassischer Typ-2 QSO: CXOCDF-SJ0 33229.9-275106 (hiernach CDF-S 202). Die Quelle besitzt das härteste Röntgenspektrum bei hohen Rotverschiebungen. Abb. 2-57 (oben) zeigt das optische Spektrum der Quelle, aufgenommen im Mehrspaltmodus des FORS-1-Instruments am VLT-ANTU. Das Spektrum enthält nahezu kein Kontinuum und starke schmale Emissionslinien von Lya, CIV, NV, HeII, OVI, [OIII] und C III]. Die spektrale Energieverteilung von CDF-S (siehe die Datenpunkte in Abb. 2-56) weist eine bemerkenswerte Ähnlichkeit mit der SED von NGC 6240 auf. Abb. 2-57 (unten) zeigt das optische Spektrum eines ähnlichen Objektes X174A bei z=3.24, welches in der 100 ksec XMM-Newton-Aufnahme vom Lockman Hole gefunden wurde. Das Spektrum wurde im Mehrspaltmodus des LRIS-Instruments am Keck-I aufgenommen und enthält schmale Lya-, HeII- und C III]-Emissionslinien.	Deep X-ray surveys with the new Chandra and XMM-Newton observatories have also recently resolved most of the hard X-ray background into discrete sources. We have taken exposures of 1.4 and 1 Msec with Chandra in the Hubble Deep Field North and in the Chandra Deep Field South, respectively, two well-studied multi-wavelength fields. The first deep survey with XMM-Newton (100 ksec exposure) has been performed in the Lockman Hole region, in the sky area well-studied with ROSAT and over a wide wavelength range. Optical spectroscopy with Keck and VLT (in progress) demonstrated that the majority of the new sources seem to be intrinsically absorbed type-2 AGNs, exactly as predicted by the background population synthesis. Among the most exciting new results from these surveys is the discovery of several examples of the long-sought class of luminous type-2 QSOs. In the Chandra Deep Field South 1 Msec exposure we have found at redshift 3.70 the most distant type-2 AGN ever detected, a classic type-2 QSO: CXOCDF-SJ033229.9 -275106 (hereafter CDF-S 202). It is the source with the hardest X-ray spectrum at high redshifts. Fig. 2-57 (upper panel) shows its optical spectrum, obtained in multislit mode with FORS-1 at VLT-ANTU. The spectrum has almost zero continuum and shows strong narrow emission lines of Lya, CIV, NV, HeII, OVI, [OIII], and C III]. As shown in the data points of Fig. 2-56, the spectral energy distribution of CDF-S 202 looks remarkably similar to that NGC6240. Fig. 2-57 (lower panel) shows the optical spectrum of a similar object, X174A, at redshift 3.24 discovered in the 100 ksec XMM-Newton image of the Lockman Hole. The spectrum has been taken in multislit mode with LRIS on Keck 1 and shows narrow Lya, He II and C III] emission lines.
	Abb. 2-58: Chandra-Röntgenspektrum von CDF-S 202 unter Annahme eines Reflexionsmodells für die spektrale Anpassung. Fig. 2-58: Chandra X-ray spectrum of CDF-S 202 assuming a reflection spectral fit model.
Das Chandra-Röntgenspektrum von CDF-S 202 hat nur 130 Photonen im 0.5-7 keV Energieband (Abb. 2-58). Trotzdem konnte ein Anzeichen für eine große absorbierende Säulendichte des neutralen Wasserstoffs von NH <= 1024-25 cm-2 festgestellt werden. Ein Restüberschuss an Photonen bei 1.4 keV ist konsistent mit der Existenz einer Eisen K-alpha Linie bei 6.4 keV Ruheenergie und einer Equivalentbreite von ~1 keV. Dieses Resultat stimmt mit dem Absorptionsszenario überein, womit möglicherweise eine hochrotverschobene Fe K-alpha Linie detektiert wurde. In Abhängigkeit von der verwendeten Kosmologie und des Röntgentransfermodells kann von einer intrinsischen, absorptionskorrigierten Leuchtkraft von 1045±0.5 erg s-1 im 2-10 keV Band ausgegangen werden, wodurch unsere Quelle ein Beispiel für einen seit langem gesuchten Typ-2 Quasar ist. Die absorbierte Röntgenleuchtkraft der Quelle X174A im Lockman Hole beträgt 1043.5 erg s-1 im 0.5-2 keV Band. Das geringe Signal-zu-Rausch-Verhältnis des XMM-Newton-Spektrums von X174A ist mit einer starken intrinsischen Absorption von log NH> 22.0 ebenfalls konsistent mit einem Typ-2 Quasar. Auf Grundlage der Populationssynthesemodelle wird vermutet, dass 90% der durch ein Schwarzes Loch angetriebenen QSOs bei hoher Rotverschiebung diesem Objekttyp entspricht. Typ-2 Quasare sind im optischen jedoch extrem schwach.	The Chandra X-ray spectrum of CDF-S 202 has only 130 counts in the 0.5-7 keV band (Fig. 2-58). Nevertheless, there is evidence for a large neutral hydrogen absorption column density of NH <= 1024-25cm-2. A residual excess around 1.4 keV is consistent with the presence of an iron K-alpha line at 6.4 keV rest frame and an equivalent width of ~1 keV, in agreement with the obscuration scenario, potentially the highest redshift detection of Fe K-alpha. Depending on the assumed cosmology and the X-ray transfer model, the 2-10 keV rest frame luminosity corrected for absorption is 1045±0.5 erg s-1, which makes our source an example of the long sought type-2 QSOs. The obscured X-ray luminosity of the source X174A in the Lockman Hole is 1043.5 erg s-1 in the 0.5-2.0 keV band. The low signal-to-noise XMM-Newton spectrum of X174A is consistent with strong intrinsic absorption logNH>22.0 indicating a type-2 QSO as well. According to the population synthesis models, these sources are expected to account for ~90% of the black-hole-powered QSO distribution at high redshift, while optically being extremely faint.
Natur der Muttergalaxien von Quasaren / The Nature of Quasar Host Galaxies
Abb. 2-59: Absolute Magnituden im Ruhesystem für Muttergalaxie und Kern von QSOs. Die waagrechte gestrichelte Linie zeigt die Position einer L*-Galaxie. Die durchgezogene Linie zeigt die Beziehung zwischen Magnitude von Kern und Muttergalaxie unter Annahme, dass der Kern mit Eddingtonleuchtkraft gefüttert wird, eines Masse-zu-Leuchtkraft-Verhältnisses für die Sterne der Muttergalaxie, und von Proportionalität zwischen Masse von Galaxie und schwarzem Loch. Sowohl helle als auch schwächere QSOs nehmen wohl nicht mit einem großen Teil der Eddingtonleuchtkraft Materie auf. Fig. 2-59: Host and nuclear absolute (rest frame) magnitudes of QSOs. The horizontal dashed line shows the position of a L* galaxy. The solid line shows the relationship between the magnitude of the nucleus and host assuming that the nucleus is fuelled at the Eddington luminosity, a mass-to-light ratio for the stellar population of the host, and that the mass of the black holes is proportional to the mass of the host galaxy as traced by the light. Both luminous and fainter QSOs are likely not accreting at a large fraction of the Eddington luminosity mass.
Mit dem ESO-NTT haben wir eine Stichprobe von 18 schwachen radioruhigen Quasaren mit z von 0.8-2.7 untersucht, die den Leuchtkraftbereich etwa 1-2 Größenklassen über der Grenze zwischen Seyfert 1-Galaxien und QSOs in einem wenig untersuchten Rotverschiebungsbereich abdeckt. Die Leuchtkräfte dieser QSOs entsprechen denen von lokalen Stichproben, so dass wir die Eigenschaften der Muttergalaxien ohne Effekte der Quasarleuchtkraft vergleichen können. Um den Vergleich weiter zu erleichtern wurden die Beobachtungen in Filtern ausgeführt die etwa B oder V im Ruhesystem entsprechen und starke Emissionslinien vermeiden. Wir untersuchten die Eigenschaften von Quasaren und Muttergalaxien durch Abzug der Punktquelle und globale Modellierung der Galaxien (Abb. 2-59). Die meisten Muttergalaxien können mit einem Helligkeitsprofil wie bei Spiralegalaxien beschrieben werden. Die schwächeren QSOs (<MB(Kern)>=-22) haben Muttergalaxien im Durchschnitt wie L*-Galaxien, während die helleren (<MB(Kern)>=-24.5) typisch ~2 L*-Galaxien sind, beides unabhängig von der Rotverschiebung des QSO. Diese Ergebnisse sind generell verträglich damit, dass massereichere schwarze Löcher in massereicheren Galaxien zu finden sind und dass die Fütterungsrate sich nicht mit Rotverschiebung und Leuchtkraft des Kerns ändert. Mit anderen Erkenntnissen über die QSO-Population kombiniert unterstützen sie ein Bild, in dem die meisten Galaxien schwarze Löcher mit wenigen aktiven Episoden haben, im Gegensatz zu einem kleinen Teil der Galaxien, welche Schwarze Löcher beherbergen mit vielen, langlebigen Aktivitätsperioden.	Using the ESO NTT, we have imaged a sample of 18 faint radio-quiet quasars with redshifts from 0.8 to 2.7. This faint sample probes the luminosity range roughly at 1 to 2 magnitudes higher than the QSO/Seyfert 1 divide, at redshifts ranges little studied to date. These QSOs have luminosities matching samples observed at low redshift, so we can compare the host measurements without effects that arise from quasar luminosity dependence. To further facilitate the comparison with low redshift QSOs, the observations were carried out using filters chosen to observe at approximately rest-frame B or V band and to avoid strong emission lines. We measured the properties of the quasars and the underlying host galaxies with PSF-subtraction and global modelling of the galaxies (Fig. 2-59). We find that most of the QSO hosts can be fit with a ‘spiral-like’ light profile, and that the low luminosity QSOs (<MB(nucleus)>=-22) have hosts which have average magnitudes of ~L* galaxies, while the more luminous nuclei (<MB(nucleus)>=-24.5) are typically about 2 L* galaxies, both results being independent of the redshift of the QSO. Broadly speaking, these results are consistent with more massive black holes being hosted by more massive galaxies, no evolution in the fuelling rate with redshift or nuclear magnitude and, when combined with other known facts about the QSO population, favours a picture where most galaxies harbour black holes with few fuelling episodes as opposed to a small subset of galaxies harbouring black holes with many, longer-lived episodes of activity.
Gamma-"helle" AGN / Gamma-Ray Loud AGN
Nach mehr als 9 Jahren im Orbit endete die Mission des Compton Gammastrahlenobservatoriums (CGRO) im Juni 2000 durch einen kontrollierten Wiedereintritt in die Erdatmosphäre. Trotz des Endes von CGRO geht die Analyse und Interpretation der Daten, die in großer Fülle vorliegen, weiter. Eines der wichtigsten Ergebnisse von CGRO war der Nachweis von Gamma-Strahlung - meist veränderlich - von vielen AGNs. Einige Quellen (z.B. der Blasar 3C 279) zeigten gelegentlich riesige Gamma-Flares, die sogar ihre bolometrische Leuchtkraft dominierten. Der Forschungsschwerpunkt in diesem Bereich liegt derzeit darauf, ein besseres physikalisches Verständnis der gamma-Emission zu erlangen (z.B. bzgl. der physikalischen Prozesse, der Auslöser für die riesigen Flares). Wir verfolgen diese Aufgabe, indem wir für einzelne Quellen viele CGRO Messungen zusammenfassen und dadurch einen besseren Überblick über deren Gamma-Eigenschaften bekommen. Um einen noch weiteren Überblick zu erhalten, werden diese gamma-Messungen dann mit Multifrequenz-Daten kombiniert.	After an orbital lifetime of more than 9 years, the mission of the Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) ended on June 2000 with a controlled re-entry. Despite the demise of CGRO the analysis and interpretation of the wealth of data is still continuing. One of the major CGRO results was the detection of gamma-ray emission from many AGNs. CGRO found that this gamma-ray emission is often highly variable. Some sources (e.g. the blazar-type quasar 3C 279) occasionally show huge gamma-ray flares, which even dominate their bolometric luminosity. The emphasis of the current research in this field is to derive an improved understanding of the emission physics, (e.g. the underlying mechanisms, the cause for the huge flares). We approach this task by combining many CGRO data of individual sources, which provides a more general view of their gamma-ray properties. To generate an even more global view, these gamma-ray measurements are then put into multi-frequency perspective.
Wissenschaftliche Höhepunkte in diesem Jahr waren die Beteiligung an einer Multifrequenz-Analyse des Blasars 3C 279, die sich über viele Beobachtungsepochen erstreckte, mit anschließender Interpretation, und die Analyse aller COMPTEL Daten der "benachbarten" gamma-lauten Quasare 3C 454.3 und CTA 102.	Scientific highlights this year were the participation in a multi-epoch, multi-frequency analysis and interpretation of the blazar 3C 279, and the analysis of all available COMPTEL data of the neighbouring gamma-loud quasars 3C 454.3 and CTA 102.
Die Analyse der gamma-Daten von 3C 279, einer der von CGRO am häufigsten beobachteten Blasare, ist eine fortlaufende Arbeit. Ein Überblick über seine Gamma-Eigenschaften war in den letzten Jahren erarbeitet worden. In diesem Jahr wurden Breitband-Spektren (radio bis Gamma-Energien) erstellt und durch Anpassen von Emissions-Modellen interpretiert. Allgemein wird angenommen, dass die beobachtete Emission von solchen gamma-lauten Blasaren von einem relativistischen Jet kommt, der ziemlich genau in unsere Richtung zeigt. Die gemessenen Spektren wurden mit sogenannten leptonischen (d.h. beschleunigte Elektronen liefern die Energie) Jet-Modellen gefittet, denen die verschiedenen leptonischen Emissions-Mechanismen zugrunde lagen. Ein solches Modell, bei dem synchrotron Emission bis zum UV-/weichen Röntgenbereich und darüber inverse-Compton (IC) Emission dominiert, ist in Abb. 2-60 für 3C 279 dargestellt. Dieses Modell kann die Multifrequenz-Daten gut annähern. Es erklärt die Fluss- und spektralen Variationen hauptsächlich durch unterschiedliche Lorentz-Faktoren (Auslaufgeschwindigkeit des Jets; Abb. 2-61). Nach diesem Modell sind die riesigen Gamma-Flares das Ergebnis von Beschleunigungsereignissen im Jet. Ein großer Mangel in den derzeitigen Breitband-Spektren ist, dass es für den MeV-Bereich keine genaue spektrale Form gibt. Da es dort oft spektrale Änderungen gibt, wie es 3C 279 zeigt, sind bessere Messungen speziell in diesem Band notwendig, um die Emissions-Physik bzgl. der Gamma-Strahlung besser verstehen zu können.	The analysis of the gamma-ray data of 3C 279, one of the best-observed blazars by CGRO, is a continuous effort. We have derived an overview of its gamma-ray behaviour in recent years. This year we have generated broadband (radio to gamma-ray energies) spectra for the gamma-ray measurement epochs and interpreted them by model fitting. The observable emission of such gamma-loud blazars is believed to arise from a relativistic jet pointing close to our line-of-sight. The radiation is of non-thermal origin and Doppler-boosted. We then modelled the spectra with a leptonic (accelerated electrons provide the energy) jet model, which incorporates different leptonic emission mechanisms. Such modelling, where synchrotron emission dominates up to the UV/soft X-ray range and inverse-Compton emission at higher energies, is shown in Fig. 2-60 for 3C 279. This model well represents the multi-frequency data. In particular, it suggests that the flux and spectral variability are correlated to changes of the bulk-Lorentz factor (outflow velocity) of the jet (Fig. 2-61). According to this model, the huge flares are the result of acceleration events. A major uncertainty in the broadband spectra available to date is the precise shape at MeV energies. Because spectral changes often occur in this band, as in the case of 3C 279, improved measurements here are essential to further constrain the emission physics for the gamma-radiation.
Abb. 2-60: Fit eines kombinierten leptonischen Jet Modells an ein simultanes Multifrequenz-Spektrum (optisch bis Gamma-Bereich) des Blasars 3C 279, das 1995 während einer gamma-Flare-Periode gemessen wurde. Die Summe ("Total") und die Beiträge der einzelnen Emissionskomponenten sind dargestellt. Fig. 2-60: Fit of a combined leptonic jet model to a simultaneously measured optical to gamma-ray multi-frequency spectrum of the blazar 3C 279 during a gamma-ray flaring period in 1995. The sum ("Total") and the contributions of individual emitting components are shown.	Abb. 2-61: Korrelation zwischen dem best-fittenden Lorentz-Faktor Gamma und dem Gamma-Fluss wie er oberhalb von 100 MeV von EGRET gemessen wurde. Eine positive Korrelation ist sichtbar. Fig. 2-61: Plot of the best-fit bulk Lorentz factor Gamma versus the gamma-ray flux above 100 MeV as measured by EGRET. A positive correlation is found.
	Abb. 2-62: Zeitgemittelte (1991 bis 2000) COMPTEL Himmelskarte der Region um 3C 454.3 und CTA 102 im 3-10 MeV Band. Die Positionen der Quasare 3C 454.3 (Rauten) und CTA102 (X) sind eingezeichnet. Signifikante Emission (~6 sigma) von 3C 454.3 ist offensichtlich. CTA 102 ist nur oberhalb von 10 MeV zu sehen. Fig. 2-62: Time-averaged (1991 to 2000) COMPTEL significance map of the 3C 454.3 and CTA 102 sky region in the 3-10 MeV band. The locations of the quasars 3C 454.3 (diamonds) and CTA 102 (X) are given. There is significant emission (~6 sigma) from 3C 454.3. Evidence for CTA 102 is only found at energies above 10 MeV.
Die gamma-lauten Blasare 3C 454.3 und CTA 102 stehen in einem Abstand von ~7 Grad am Himmel und können deshalb gleichzeitig im großen (~1 steradian) Gesichtsfeld von COMPTEL beobachtet werden. Alle vorhandenen Beobachtungen dieser Himmelsregion von 1991 bis 2000, d.h. der gesamten CGRO-Mission, wurden konsistent ausgewertet. Im obersten COMPTEL Band (10-30 MeV) werden beide Blasare nachgewiesen. Bei niedrigeren Energien ist nur 3C 454.3 sichtbar. Der beste Nachweis ergibt sich in der Summe	The gamma-loud blazars 3C 454.3 and CTA 102 are located ~7° apart on the sky, and are therefore observed in one field-of-view (~1 steradian) of the CGRO experiment COMPTEL. We have consistently analysed all available COMPTEL data for the entire CGRO mission (1991-2000). We find emission from both sources in the uppermost (10-30 MeV) COMPTEL band. However, only 3C 454.3 is detected at lower energies. We find the strongest detection for that source in the 3-10 MeV band in the sum of all data (Fig. 2-62).
	Abb. 2-63: Die 3-10 MeV Lichtkurve von 3C 454.3 von 1991 bis 1999. Die Flüsse sind jeweils über eine sogenannte CGRO-Phase (typische Dauer 1 Jahr) gemittelt. 3C 454.3 ist ein schwacher aber ziemlich kontinuierlicher Gamma-Strahler. Die beiden hohen oberen Grenzen wurden für 2 CGRO-Phasen erarbeitet, bei denen die Belichtung der Quelle minimal war. Die Fehlerbalken sind 1 sigma und die oberen Grenzen sind 2 sigma. Fig. 2-63: The 3-10 MeV light curve of 3C 454.3 from 1991 to 1999. The fluxes are averaged over one CGRO phase, which typically covers a period of 1 year. There is evidence for 3C 454.3 at a low but almost continuous gamma-ray level. The high upper limits are derived for 2 CGRO phases, where the exposure on the source was only marginal. The error bars are 1 sigma and the upper limits are 2 sigma.
aller Daten im 3-10 MeV Band (Abb. 2-62). Die Lichtkurve dieses Bandes zeigt, dass die Quelle ein schwacher aber ziemlich kontinuierlicher Gamma-Strahler ist (Abb. 2-63), was sich dann zu diesem signifikanten Nachweis aufaddiert. Das zeitgemittelte MeV-Spektrum zeigt ein Maximum der abgestrahlten Leistung - wahrscheinlich das Maximum der IC-Emission - zwischen 3 und 10 MeV. Mit diesen Eigenschaften ähnelt 3C 454.3 dem bekannten Blasar 3C 273, der auch ein steter MeV-Strahler ist und sein Leistungs-Maximum im selben Energiebereich hat. CTA 102 ist ein schwacher Gamma-Strahler, weshalb wenig Details erarbeitet werden konnten.	The surprising light curve in this band (Fig. 2-63) suggests that the source is a low but almost continuous gamma-ray emitter, which adds up to this significant detection. The time-averaged MeV spectrum indicates a power-maximum - probably the maximum of the inverse-Compton emission - between 3 and 10 MeV. With these properties, 3C 454.3 resembles the prominent blazar 3C 273, which is also a rather stable MeV emitter and also has its power maximum in the same band. CTA 102 is a weak MeV emitter and therefore not much detail could be derived. [Collmar, Genzel, Hasinger, Kanbach, Lehnert, Rabien, Schönfelder, Zhang]

MPE Jahresbericht 2001 / MPE Annual Report 2001