Jahresbericht 1998 / Annual Report 1998

Theorie

Theory

Im Bereich Astrophysikalische Plasmen wurden Untersuchungen zur Diffusion auf Grund kollektiver Prozesse, zur Rekonnektion und zur Instabilitätsanalyse für reale, beobachtete Teilchenverteilungsfunktionen fortgeführt. Ferner wurde das Problem der Wechselwirkung interstellarer pick-up Ionen mit interplanetaren Stoßwellen und das der Teilchendiffusion senkrecht zum Magnetfeld in Angriff genommen.

Work on Astrophysical Plasmas was continued with investigations into the diffusion by collective processes, reconnection and instability analysis based upon realistic, observed particle distribution functions. Furthermore, the interaction of interstellar pickup ions with interplanetary shocks and the problem of particle diffusion perpendicular to magnetic fields has been investigated.

Die Lösung der Dispersionsgleichung für beliebige Verteilungsfunktionen ist zwar numerisch weit aufwendiger als die üblichen Modellrechnungen, aber für das Verständnis der Dynamik von Instabiltäten ein wichtiges, eigentlich unabdingbares Werkzeug. Der zugehörige numerische Code wurde verbessert und auf die Dynamik kollektiver auroraler Beschleunigungsprozesse angewandt.

The numerical solution of the dispersion relation for arbitrary particle distribution functions is a great deal more demanding than the usual model calculations, but is an important, in fact indispensible tool for understanding the dynamics of instabilities. Aside from improvements of the numerical code, an application to the dynamics of collective auroral acceleration processes was made.

Interstellare pick-up Ionen entstehen aus interstellarer Materie, die in das Sonnensystem eindringt, in der inneren Heliosphäre ionisiert wird, und dann mit dem Sonnenwind radial nach außen getragen wird. Satellitenbeobachtungen haben gezeigt, daß diese Ionen sehr effektiv an den Stoßwellen der korotierenden Wechselwirkungsregionen beschleunigt werden. Die korotierenden Stoßwellen sind fast senkrechte Stoßwellen, d. h. das Magnetfeld steht senkrecht auf der Normalen zur Stoßwelle. Häufig treten jedoch im interplanetaren Raum auch quasiparallele Stoßwellen auf, z. B. interplanetare von der Korona ausgehende Stoßwellen oder Bugstoßwellen vor Magnetosphären. Deshalb wurde die Wechselwirkung von pick-up Protonen und Heliumionen an solchen quasiparallelen Stoßwellen mit eindimensionalen Simulationen untersucht. Dabei zeigt sich, daß diese Ionen sehr effektiv an den quasiparallelen Stoßwellen reflektiert werden, wobei ein bis zu 2 Größenordnungen höherer Bruchteil der auftreffenden pick-up Ionen reflektiert wird als für die Ionen des Sonnenwindes. Diese pick-up Ionen werden im elektrischen Feld der durch diffuse Ionen vor der Stoßwelle erzeugten niederfrequenten Wellen beschleunigt und erhalten dabei eine Energie von bis zum hundertfachen der Sonnenwindenergie.

Interstellar pickup ions come from interstellar matter which penetrates into the solar system, is ionized in the inner heliosphere, and picked up by the radially outward moving solar wind. Spacecraft observations have demonstrated that pickup ions are accelerated very efficiently at the shocks bounding corotating interaction regions. Corotating shocks are quasi-perpendicular shocks, i. e., the magnetic field is almost perpendicular to the shock normal. However, many interplanetary travelling shocks and planetary bow shocks are quasi-parallel. Therefore, the behaviour of pickup protons and He ions at quasi-parallel shocks has been investigated by one-dimensional simulations. Pickup ions are rather effectively reflected at quasi-parallel shocks; the reflection coefficient measured as the ratio of incident to reflected ions is more than an order of magnitude larger than the reflection coefficient for solar wind ions. The pickup ions are trapped for many gyroperiods during their first encounter with the shock and are accelerated to energies exceeding hundred times the shock ram energy.

Das Problem der Teilchenbewegung in elektromagnetischen Feldern ist von fundamentaler Bedeutung in astrophysikalischen Plasmen. Während die Pitchwinkelstreuung durch elektromagnetische Wellen und die sich daraus ergebende Begrenzung der freien Weglänge für die Teilchenbewegung parallel zum Magnetfeld sehr gut verstanden ist, ist dies für den Transport senkrecht zum Magnetfeld nicht der Fall. Nach einem allgemeinen Theorem sind geladene Teilchen in elektromagnetischen Feldern, die mindestens bezüglich einer räumlichen Koordinate konstant sind, an dieselbe Magnetfeldlinie gebunden, abgesehen von einer Bewegung entlang dieser Koordinate. Aus diesem Theorem läßt sich jedoch nicht umgekehrt folgern, daß Teilchen in einem dreidimensionalen Wellenfeld in der Tat senkrecht zum Feld diffundieren. In einem ersten Schritt wurde die Diffusion senkrecht zum Magnetfeld in einem durch eine Ionenstrahlinstabilität erzeugten Wellenfeld untersucht. Hierzu wurde eine dreidimensionale Simulation dieser Instabilität durchgeführt und dann aus dem mittleren Quadrat der Ortsveränderung der Teilchen der Diffusionskoeffizient senkrecht zum Magnetfeld bestimmt.

The problem of particle motion in electromagnetic fields is fundamental for space and astrophysical plasmas. While pitch angle diffusion leading to a finite mean free path parallel to the magnetic field is fairly well understood, this is not so in the case of transport normal to the average field. According to a general theorem, charged particles in electromagnetic fields with at least one ignorable spatial coordinate are effectively tied to the same magnetic line of force, except for motion along the ignorable coordinate. However, from this theorem it cannot be concluded that cross-field diffusion actually does occur when three-dimensional fluctuations of the magnetic field are allowed. As a first step cross-field diffusion has been studied in a three-dimensional simulation of the resonant electromagnetic ion/ion beam instability. From the average of the square of the displacement of the particles the diffusion coefficient perpendicular to the magnetic field has been determined.

Die Arbeiten zur magnetischen Rekonnektion wurden fortgesetzt. Bei der Rekonnektion werden langsame Stoßwellen erwartet. In einem stoßfreien Plasma müssen kollektive Prozesse für den Dissipations/Heizungs-mechanismus in solchen Stoßwellen verantwortlich sein. Diese Dissipationsprozesse wurden an Hand von kinetischen Simulationen untersucht.

The work on magnetic reconnection has been continued. It is expected that the reconnection layer is bounded by slow mode shocks. In a collisionless plasma, collective effects are responsible for the dissipation/heating mechanism in such shocks. Kinetic simulations of reconnection have been performed in order to understand the dissipation processes in such slow mode shocks.

Im Bereich Plasmakristalle werden kolloidale Plasmen, d.h. Plasmen, die mit Partikeln von Mikrometer-Größe (Staubteilchen) angereichert sind, untersucht. In diesem Bereich wurden Laborexperimente neu aufgebaut und geändert, ein Raketenexperiment gestartet und theoretische Untersuchungen durchgeführt.

In the area Plasma Crystals colloidal plasmas, i. e. plasmas containing micron-sized particles (dust particles), are investigated. In this area experiments in the laboratory were constructed and modified, a rocket experiment was launched, and theoretical investigations were performed.

Das Plasmakristall-Labor wurde in diesem Jahr, nach dem Umzug vom Institut für Raumsimulation, DLR Köln, am Institut für Plasmaphysik (welches dankenswerterweise ein Labor zur Verfügung gestellt hat) neu aufgebaut. Die Experimente wurden erheblich modifiziert, so daß unter anderem größere (horizontale) Plasmakristall-Systeme, aber auch die Wechselwirkung von Plasmakristallen mit schwachen Magnetfeldern, untersucht werden konnten. Folgende Experimente und Experimentserien wurden durchgeführt:

1. Einteilchen-Experimente und zentrale Kollisionen von zwei Partikeln in der Plasmarandschicht (siehe Highlight Artikel).

2. Aufbau von 2-dimensionalen "Molekülen" durch die schrittweise Erhöhung der Partikelanzahl. Hier zeigt sich ein deutlicher Unterschied der betrachteten, auf Yukawa-Wechselwirkung beruhenden Strukturen gegenüber Harte-Kugel-Modellen schon ab vier Partikeln (siehe Abb. 2.47).

3. Wechselwirkung des kolloidalen Plasmas mit einem schwachen, homogenen und vertikalen Magnetfeld von etwa 150 Gauß. Durch die von der Lorentzkraft verursachte Drift der Ionen wirkt eine Ionenreibungskraft auf die Partikelwolke, die zur Rotation des Gesamtsystems führt (siehe Abb. 2.48), die stark von den Plasmabedingungen abhängt.

4. Wellenausbreitung durch große Plasmakristalle.

5. Erzeugung von Mach'schen Kegeln im Kristall durch schnell bewegte Partikel.

This year the plasma crystal laboratory was reassembled at the Institut für Plasmaphysik (which kindly made laboratory space available) after its transfer from the Institute for Space Simulation, DLR Cologne. The experiments were considerably modified in order to be able to investigate larger (horizontal) plasma crystals and to study the interaction of plasma crystals with weak magnetic fields. The following experiments and experimental series were performed:

1. Single-particle experiments and central collisions of two particles in the plasma sheath (see highlight article).

2. Formation of 2-dimensional "molecules" through the stepwise increase of the particle number starting with one particle. The experiment shows an explicit difference of the observed Yukawa interaction - based structures compared to the hard-sphere models upward from four particle systems (see Fig. 2.47).

3. Interaction of the colloidal plasma with a weak, homogeneous and vertical magnetic field of about 150 Gauß. Due to the drift of the ions caused by Lorentz forces, an ion drag force acts on the particle cloud which leads to a rotation of the total system depending on the plasma parameters (see Fig. 2.48).

4. Wave propagation through large plasma crystals.

5. Formation of Mach-cones in the crystal by fast moving particles.

Im Februar 1998 wurde das zweite Plasmakristall-Raketenexperiment (TEXUS-36) von ESRANGE in Nordschweden gestartet. Gegenüber dem ersten Experiment wurden einige wesentliche Experimentparameter (z. B. die Teilchengröße) verändert und die Hardware wurde auf eine bessere Funktionalität hin modifiziert. Die im ersten Experiment entdeckten Phänomene, die staubfreie Zone im zentralen Bereich zwischen den Elektroden und eine poloidale Konvektion der Partikelwolke im Randbereich konnten verifiziert werden. Das zentrale Loch entsteht durch die Wechselwirkung der

In February 1998 the second plasma crystal rocket experiment (TEXUS 36) was launched from ESRANGE in the north of Sweden. Compared to the first experiment a smaller particle size was chosen and the hardware was modified to achieve a better functionality. The existence of a void, a particle free region in the center between the electrodes, and the poloidal convection at the outer edge found in the first rocket experiment (see annual report 1997) could be verified. The central void results from the action of the two major forces on the dust particles under microgravity, the ion drag and the electrostatic force.

Abb  2.47: Es sind die experimentell bestimmten Positionen der Plasmakristall-"Moleküle" in der ersten Spalte, deren Triangulation in der zweiten Spalte sowie eine der jeweiligen Teilchenzahl entsprechenden Harte-Kugel-Konfiguration in der dritten Spalte für die Partikelanzahl von 1-19 gezeigt. In der zweiten Spalte sind zusätzlich noch die Zellen farbig dargestellt, die eine vom Sechseck unterschiedliche Geometrie aufweisen (blau für Fünfeck und rot für Siebeneck).

Fig. 2.47: The experimentally determined positions of the plasma-crystal "molecules" are shown in the first column, their triangulation in the second and the comparable hard-sphere configurations for the same number of particles in the molecule are shown in the third column for particle numbers of 1 - 19. In the second column the cells are color coded when the geometry deviates from the usual hexagon (blue for pentagon geometry and red for septagon)

beiden entgegengerichteten Kräfte auf die Staubteilchen, der Kraft durch die Ionenreibung und der elektrostatischen Kraft, wobei die erstere die Partikel aus dem Zentrum heraustreibt. Wie vorher berechnet, ließ sich durch die Benutzung einer geringeren Teilchengröße und durch sehr geringe eingekoppelte HF-Leistungen das Loch im Zentrum mit Partikeln füllen sowie die Konvektionsgeschwindigkeit im Randbereich stark verringern. Bei vollständiger Schließung des zentralen Loches tritt ein neues Phänomen auf - eine Staub-Plasma-Instabilität. Die Partikelwolke breitet sich pulsierend zum Zentrum hin und davon weg mit einer Frequenz von ca. 1.5 Hz aus.

These act in opposite directions, the ion drag pushes the particles away from the center, the electric field towards the center. As expected from theoretical considerations, the void could be filled and the velocity of the poloidal convection decreased due to the change to smaller particles and by using very low rf-power. However, a new phenomenon occurred while the void was filled with particles - a colloid-plasma instability. The particle cloud shows pulsed motion of the particles, symmetrically towards the center and away from it, with a frequency of about 1.5 Hz.

Zu den Experimenten wurden einige theoretische Betrachtungen von kolloidalen Plasmen durchgeführt, die im folgenden aufgeführt sind:

Along with the experiments theoretical considerations on colloidal plasmas were carried out, too:

Abb. 2.48: Teilchentrajektorien für einen in einem schwachen Magnetfeld rotierenden 2-dimensionalen Plasmakristall. Die Pfeile zeigen die Rotationsrichtung an. In diesem Fall handelt es sich im wesentlichen um einen starren Rotator.

 

Fig. 2.48: Particle trajectories are shown for a rotating 2-dimensional plasma crystal in a magnetic field. The arrows show the direction of rotation. In this case the plasma crystal rotates basically as a rigid rotator.

1. Ein elektrisch geladenes Staubteilchen in einem Plasma, das Ionen und Elektronen absorbiert, erzeugt in seiner Umgebung ein elektrostatisches Potential, das nicht vollständig durch eine Wolke von Plasmateilchen exponentiell abgeschirmt ist. Mit Hilfe von linearisierten Flüssigkeitsgleichungen wurde der Einfluß eines Magnetfeldes der Größenordnung 1 Tesla auf dieses elektro-statische Potential untersucht.

1. A charged dust particle in a plasma absorbing ions and electrons is surrounded by an electrostatic potential which is not completely screened exponentially by the plasma particles. Using linearized fluid equations the influence of a magnetic field of the order of 1 Tesla on this electrostatic potential has been investigated.

2. Mit Hilfe von linearisierten Flüssigkeitsgleichungen wurde das elektrische Potential in der Umgebung eines geladenen Staubteilchens untersucht, das in einem schwach ionisierten Plasma durch ein elektrisches Wechselfeld zu einer oszillierenden Bewegung angeregt wird. Analytische Approximationen zeigen, daß die Abweichung des Potentials um das oszillierende Staubteilchen vom Potential um ein ruhendes Staubteilchen gering ist falls die Oszillationsfrequenz klein ist gegen das Verhältnis zwischen dem Quadrat der Ionen-Plasma-frequenz und der Stoßfrequenz für die Ionen.

2. Using linearized fluid equations the electric potential around a charged dust particle exerting an oscillating motion in response to an external oscillating electric field in a weakly ionized plasma was investigated. Analytical approximations indicate that the potential around the oscillating dust particle does not deviate significantly from the potential around a dust particle being at rest if the oscillation frequency is small compared to the ratio between the square of the ion plasma frequency and the ion-collision frequency.

3. Die Anregung von elektrostatischen, niederfrequenten Staubmoden, hervorgerufen durch Ionisationsinstabilitäten in nichtmagnetischen und magnetischen staubigen Plasmen wurde analytisch untersucht. Weiterhin wurden lineare Dispersionsrelationen im Zusammenhang mit niederfrequenten Staubmoden in magnetisierten staubigen Plasmen mit Hilfe der kinetischen Theorie aufgestellt. Außerdem wurde die Modulationsinstabilität von niederfrequenten, akustischen Staub- und Staubgitterwellen untersucht. Diese niederfrequenten Wellenmoden sind nicht nur für Laborexperimente interessant, sondern auch für staubige Plasmen im Weltraum und in astrophysikalischen Umgebungen.

3. Excitation of electrostatic low-frequency dust modes by ionization instability in unmagnetized as well as magnetized dusty plasmas have been studied analytically. In addition, linear dispersion relations of some important class of low-frequency dust modes in a magnetized dusty plasma have been derived by applying kinetic theory. Apart from these, modulational instability of low-frequency dust-acoustic and dust-lattice waves has been theoretically investigated. These low-frequency wave modes are important not only in laboratory experiments but also in space and astrophysical environments.

4. Die akustischen Staub-Ionen-Moden und Staub-Moden in einem stoßdominierten staubigen Plasma wurden unter Berücksichtigung des Einflusses der Ionen-Neutralteilchen-Kollisionen, der Ionenreibung und der Neutralgasreibung sowie der Ionisation untersucht. Es wurde gezeigt, daß im Bereich der langen Wellenlängen die Zweige der Moden zusammenfallen und den Hybrid-Ast bilden. In der Gegenwart von Ionisation werden die langen Wellenlängen-Moden instabil wenn eine bestimmte Wellenlängengrenze überschritten wird. Es gibt zwei Arten der Instabilität. Die erste ist die Instabilität der akustischen Staub-Ionen-Moden. Der zweite Typ ist die Instabilität der akustischen Staub-Moden, wenn Ionenreibung zur Ionisation hinzukommt. Die letztere wird für die Instabilität verantwortlich gemacht, die in Experimenten mit wachsenden Partikeln beobachtet wurde.

4. The dust ion acoustic and dust acoustic modes in a collisional dusty plasma were studied taking into account the influence of ion-neutral collisions, ion drag and neutral friction as well as ionization. It was shown that in the long-wavelength limit the branches of the modes join and form the hybrid branch. In the presence of ionization the long-wavelength modes become unstable when the wavelength exceeds a threshold. There exist two types of instability. The first one is the instability of the dust ion acoustic mode. The second type is the instability of the dust acoustic mode when ion drag is added to ionization. The latter type is proposed to be responsible for the instability observed in experiments with growing particles.

5. Weiterhin wurde gezeigt, daß die Ladungsverteilung auf der Oberfläche von dielektrischen Partikeln, die einem Überschall-Plasmafluß ausgesetzt sind, stark inhomogen ist, was sich in dem Auftreten von starken Dipolmomenten auswirkt. Die Abhängigkeit der Ladung und des Dipolmomentes der Partikel von der Driftgeschwindigkeit des umgebenden Plasmas wurde berechnet. Das Ergebnis ist, daß die Ladung von dielektrischen Partikeln die der metallischen stark überschreiten kann. Werden zusätzlich Ladungschwankungen auf den Partikeln in Niederdruck-Gasentladungen betrachtet, kann man die stochastische Differentialgleichung für eindimensionale Gitterschwingungen ableiten. Die Analyse der Gleichung zeigt, daß die Ladungsfluktuationen für ausreichend niedrige Neutralgasdrücke zu einem exponentiellen Wachstum der mittleren Energie der Gitterschwingungen führen können.

5. It was shown that the charge distribution on the surface of a dielectric particle immersed in a supersonic plasma flow is strongly inhomogeneous, which results in appearance of a large dipole moment. The dependences of both the charge and dipole moment of the particle on the drift velocity of the ambient plasma were calculated. It was found that under equal conditions the charge of a dielectric particle considerably exceeds the charge of a metal one. Taking into account the charge fluctuations on the dust particles in a low-pressure gas discharge, the stochastic differential equation for the one-dimensional dust lattice wave is derived. The analysis of the equation shows that for sufficiently small gas pressure the charge fluctuations can result in the exponential growth of the average energy of the lattice oscillations.

Im Bereich der Sternentstehung wurden numerische Rechnungen zur dynamischen Entwicklung von Mehr-Körper-Systemen, Beobachtungen an einem T-Tauri Stern und Untersuchungen zum Einfluß der Sternrotation auf Röntgen-Flares durchgeführt.

In the area of Star Formation numerical calculations for the dynamical evolution of few-body clusters, detailed observations of a T-Tauri star, and studies for the modulation of X-ray flares by star rotation were performed.

Bei optischen Nachbeobachtungen von früher unidentifizierten ROSAT Quellen wurden in den letzten Jahren mehrere Hundert neue T-Tauri Sterne entdeckt, von denen viele sich außerhalb der Sternentstehungswolken befinden. Diese isolierten Sterne könnten bei Mehr-Körper-Stößen aus den Wolken, in denen sie entstanden sind, herausgeschleudert worden sein. Solche Stöße können in Mehrfach-Protostern-Systemen auftreten, deshalb wurde deren dynamische Entwicklung numerisch untersucht. Die Ergebnisse zeigen, daß einzelne Sterne oder enge Doppelsterne herausgeschleudert werden können, oder es entstehen hierachische Dreifach-Sterne.

With optical follow-up observations of previously unidentified ROSAT X-ray sources, several hundred new T-Tauri stars were discovered in the last few years, many of which are located outside the star-forming dark clouds. These isolated stars might have been ejected from their birth places by few-body encounters. Therefore, a numerical study of few-body cluster decay has been undertaken. The results show that the decay of systems consisting of 3 to 5 protostars produce binary separation distributions, secondary mass distributions, and remnant escape speeds which compare well with observations of star-forming regions.

Als gutes Beispiel für einen run-away T-Tauri Stern wurde Par 1724 im Detail untersucht. Dieser Stern befindet sich 15 Bogenminuten nördlich vom Trapez-Nebel im Orion. Durch photometrisches Monitoring wurde eine Rotationsperiode von 5.7 Tagen gefunden. Wiederholte hochaufgelöste Spektren zeigen die gleiche Variabilität in der Radialgeschwindigkeit. Ein Doppler-Bild zeigt einen dunklen Fleck auf der Oberfläche von Par 1724, der die photometrische und spektroskopische Variabilität erklärt. Die mittlere heliozentrische Radialgeschwindigkeit beträgt 23 km/s, konsistent mit Mitgliedschaft zur Orion-Assoziation. Eine Abbildung im Infraroten mit langer Belichtung zeigt ferner, daß es sich wohl um einen Einzelstern handelt (Auflösung 1 Bogensekunde). Die aktuelle Position von Par 1724 und seine 3D Kinematik sind konsistent damit, daß dieser Stern vor ca. 100000 Jahren aus dem Trapez-Nebel herausgeschleudert wurde.

As a good example of such an ejected run-away T-Tauri star, the object Par 1724 has been studied observationally in great detail. It is located 15 arcminutes north of the Trapazium cluster in Orion. Extensive photometric measurements show a rotational period of 5.7 days. Repeated high-resolution spectra show variability in the radial velocity with the same period. A Doppler imaging analysis based on high-resolution spectra yields an image showing a pronounced dark feature, a dark spot, at relatively low latitude, which is responsible for most or all of the observed variability. The high-resolution spectra yield a mean heliocentric radial velocity of 23 km/s, consistent with membership to the Orion association. Deep infrared imaging at high spatial resolution reveals no physically bound visual companions down to 1 arcsecond separation. According to its present location and 3D space motion, Par 1724 may have been ejected from the Trapezium about 100 000 years ago.

Ein Mechanismus, bei dem ein substellarer Begleiter in einem Doppelsternsystem zunächst entsteht und dann herausgeschleudert wird, wurde numerisch untersucht. Dabei handelt es sich um die Kollision zweier protoplanetarer Akkretionsscheiben. Hydrodynamische Simulationen zeigten, daß in Fällen von flachen und prograden Kollisionen, in denen die Scheiben teilweise zerstört werden, das Restmaterial zu einem sphärisch-symme-trischen, Jeans-stabilen Objekt fragmentiert, und zwar mit einer Masse von etwa zwei Jupitermassen. Die Kinematik dieses Objektes wird durch die Gravitation des Doppelsternes bestimmt, und das System kann nun als Drei-Körper-System behandelt werden. Die Rechnungen zeigten ferner, daß solch ein Drei-Körper-System innerhalb weniger Doppelsternperioden den substellaren Begleiter aus dem System herausschleudert. Astrophysikalische Beispiele für solche kollidierenden Akkretionsscheiben bzw. gar herausgeschleuderte substellare Begleiter sind HD 98800 und TMR-1C.

A mechanism is studied numerically which leads to the formation and subsequent ejection of a substellar companion via the collision of circumstellar accretion disks in a binary system. The calculations show that in cases of a prograde and flat encounter which disrupts the disks, the fragmentation of the debris disk material leads to the formation of a stable spherical low-mass object (with approximately two Jupiter masses). The kinematics of this object is mainly influenced by the gravitational potential of the binary and the configuration can therefore be treated as a three-body system. The calculations show also that such triple systems decay very quickly, within a few orbital periods of the binary, which means that the substellar object is ejected. Astrophysical examples of colliding circumstellar disks or even ejected substellar companions can be found in HD 98800 and TMR-1C.

Am Beispiel von vier Ereignissen auf späten Sternen wird die Auswirkung der Sternrotation auf das Erscheinungsbild von Röntgen-Flares untersucht, und zwar bei Algol und drei T-Tauri Sternen. Die Struktur der Lichtkurven ist bei diesen Ereignissen untypisch, da die Maximums-Emission über mehrere Stunden andauert und somit einen runden Verlauf der Lichtkurve erzeugt anstelle der sonst für Flares typischen scharfen Emissionsspitze. Diese Abweichung vom gewöhnlichen Aussehen der Lichtkurve kann durch einen Flare erklärt werden, der auf der dem Beobachter abgewandten Seite des Sterns ausbricht und dann allmählich in die Sichtlinie rotiert. Ein einfaches geometrisches Modell von einem mit dem Stern rotierenden Plasmabogen erlaubt unter Verwendung der bekannten Rotationsperioden der untersuchten Sterne eine Bestimmung der Kühlzeit und der Größe des Röntgenstrahlen emittierenden Volumens.

Rotational modulation of X-ray flares have been analysed for four outbursts on late-type stars, namely on Algol, and three T-Tauri stars. The structure of their X-ray light curves is untypical in that the maximum emission extends over several hours, producing a round hump in the light curve instead of a sharp peak. This deviation can be explained as the result of a flare erupting on the back side of the star and gradually moving into the line of sight due to the star's rotation. Making use of the known rotational periods of the stars, this model allows the determination of the decay timescale of the flares and the size of the X-ray emitting volume according to the standard magnetic-loop model.

Im Bereich Astrophysikalische und kosmologische Studien an Galaxienhaufen wurden die Eigenschaften von Galaxienhaufen und Galaxiengruppen untersucht, die Durchmusterung röntgenemittierender Galaxienhaufen der südlichen Hemisphäre durchgeführt, ein mathematischer Filter zur Erkennung von Galaxienanhäufungen entwickelt, sowie theoretische Untersuchungen zur dunklen Materie in Galaxienhaufen weitergeführt.

In the area Astrophysical and Cosmological Studies of Galaxy Clusters the properties of galaxy clusters and groups of galaxies were investigated, a survey of southern X-ray clusters of galaxies was performed, a mathematical filter for cluster detection was developed, and theoretical investigations on the nature of the dark matter in clusters of galaxies were continued.

1. Eigenschaften von Galaxienhaufen: Galaxienhaufen stellen ideale Testobjekte dar, um die großräumige Materieverteilung im Universum zu untersuchen. Heißes intergalaktisches Gas innerhalb der Haufen emittiert Röntgenstrahlung, die Aufschluß über die Größe und Beschaffenheit von Galaxienhaufen gibt. Auf der Basis der ROSAT-Himmelsdurchmusterung wurde eine röntgenflußbegrenzte Stichprobe von 63 Haufen ausgewählt (Flußgrenze Fx (0.5-2.0 keV) ³ 2 x 10-11 erg cm-2s-1) und anhand pointierter Beobachtungen höherer Belichtungszeit eine Abschätzung der Gesamtmassen (einschließlich der dunklen Materie) der Haufen durchgeführt. Die daraus bestimmbare Anzahldichte der Haufen pro Massenintervall führt zu der Erkenntnis, daß nur ein sehr kleiner Bruchteil (~1%) der Gesamtmasse des Universums in Galaxienhaufen mit Massen M ³ 3 x 1013 Sonnenmassen gebunden ist.

Für eine Stichprobe von 106 Haufen wurde auch der Zusammenhang von physikalischen Eigenschaften der Galaxienhaufen, z. B. Röntgenleuchtkraft, Gastemperatur, Gasmasse und Gesamtmasse, untersucht. Die gefundene Relation zwischen der relativ leicht meßbaren Röntgenleuchtkraft und der schwieriger zu bestimmenden Gesamtmasse kann z. B. auf größere Stichproben angewendet werden, um aus den Leuchtkräften auf die Massenverteilung in weiten Bereichen des Universums zu schließen (Abb. 2.49).

1. General Properties of Galaxy Clusters: Clusters of galaxies are ideal probes to study the large-scale matter distribution in the Universe. Hot intergalactic gas within clusters emits X-rays, providing information on the size, mass, and morphology of the clusters. Using the ROSAT All-Sky Survey an X-ray flux-limited sample of 63 clusters (flux limit Fx (0.5-2.0 keV) ³ 2 x 10-11 erg cm-2s-1) has been selected and the total mass (including the dark matter) has been determined using deeper pointed observations. Integration of the resulting mass function (clusters density per mass interval) shows among other results that only a small fraction (~1%) of the total mass in the Universe is bound in galaxy clusters with masses M ³ 3 x 1013 solar masses.

For a sample of 106 clusters the relation between several physical parameters of galaxy clusters, e. g. X-ray luminosity, gas temperature, gas mass and total mass, have been studied. The relation found between the relatively easily measureable X-ray luminosity and the harder to determine total mass can be utilized in the future in connection with larger cluster surveys (see below), where only the luminosity is known, to study the mass distribution in wider parts of the Universe (Fig. 2.49)

Abb 2.49: Relation zwischen Röntgenleuchtkraft und Masse für 106 Galaxienhaufen aus der ROSAT Himmelsdurchmusterung.

 

Fig. 2.49: Correlation of the X-ray luminosity and the gravitational mass for a sample of 106 ROSAT clusters of galaxies, with masses determined from the X-ray data.

2. Durchmusterung südlicher ROSAT-Galaxienhaufen: Ungeachtet der Tatsache, daß die derzeit vorliegenden, meist optisch ausgewählten Stichproben von Galaxienhaufen noch relativ unzuverlässig sind, können gerade die aus Galaxienhaufenstichproben ableitbaren Diagnostiken zu sehr starken Einschränkungen globaler Weltmodelle und spezieller Szenarien der Entstehung und Entwicklung kosmischer Strukturen führen. Ein wirklicher Fortschritt hinsichtlich der statistischen Qualität der Stichproben ergibt sich, wenn man die Galaxienhaufen mit Hilfe ihrer Röntgenemission auswählt, da man hier Haufen innerhalb eines wohldefinierten Massenintervalls aussortiert (siehe oben).

Im Rahmen der ROSAT ESO Flux-Limited X-Ray (REFLEX) - Durchmusterung wird versucht, eine möglichst homogen ausgewählte Stichprobe röntgenemittierender Galaxienhaufen der südlichen Hemisphäre zu erstellen. Der aktuelle Katalog, basierend auf dem ROSAT All-Sky Survey, stellt mit etwa 460 Galaxienhaufen den derzeit umfangreichsten Katalog dar. Der endgültige Katalog wird etwa 700 Galaxienhaufen umfassen.

2. Survey of Southern X-ray Clusters of Galaxies: Although the presently available samples of clusters of galaxies are not very reliable, in principle they could give strong constraints on the global structure of spacetime and on structure-formation scenarios. An important step towards a higher statistical quality of the samples can be achieved when the clusters are selected using their X-ray properties because this effectively selects clusters of galaxies within a well-defined mass range (see above).

The ROSAT ESO Flux-Limited X-Ray (REFLEX) survey tries to provide a very homogeneously selected sample of X-ray clusters of galaxies of the southern hemisphere. Based on the ROSAT All-Sky Survey, the actual catalogue of 460 clusters down to the flux limit Fn  = 3.0 x 10-12 erg/(cm2 s) (0.1-2.4 keV) and with redshifts smaller than z = 0.3 - corresponding to a spatial depth of about 1h-1 Gpc (h = H0/[100 km s-1 Mpc-1] with Hubble constant H0) - is presently one of the largest cluster catalogues of this quality. The final catalogue will have about 700 galaxy clusters.

Erste vorläufige Auswertungen der REFLEX-Stichprobe lassen eine relativ hohe Vollständigkeit des Katalogs erkennen. Die Abbildung zeigt einen keilförmigen Ausschnitt der räumlichen Verteilung der REFLEX-Galaxienhaufen um den galaktischen Südpol (Abb. 2.50). Die deutlich sichtbaren Inhomogenitäten haben Ausdehnungen von mehr als 100 h-1 Mpc (h=H0/[100 kms-1 Mpc-1] mit der Hubble-Konstante H0) und gehören damit zu den größten im Universum bekannten zusammenhängenden Strukturen. Mit Hilfe solcher Stichproben kann nun erstmals eine sehr genaue Vermessung der Materieverteilung und ihrer Fluktuationen auf Skalen von bis zu 0.5h-1 Gpc durchgeführt und mit kosmologischen Strukturentstehungsmodellen verglichen werden.

Preliminary analyses of the REFLEX sample indicate a high completeness of the catalogue. The figure shows a cone diagrame of a part of the spatial distribution of the REFLEX clusters around the South Galactic Pole (Fig. 2.50). The radial coordinate gives a measure of the distance, the transverse coordinate gives the Right Ascension of the clusters. The clearly visible inhomogeneities have scales larger than 100 h-1 Mpc and are thus the largest coherent structures of the universe. With samples of this quality we can measure for the first time the distribution of matter and its fluctuations on scales up to 0.5h-1 Gpc and compare them with cosmological structure formation scenarios.

 

Abb. 2.50: Räumliche Verteilung röntgenstrahlender Galaxienhaufen um den galaktischen Südpol. Radiale Koordinate: cz [km/s] (z Rotverschiebung, c Lichtgeschwindigkeit); tangentiale Winkelkoordinate: Rektaszension a  [h]; Deklination: d [Grad]; Durchmusterungsfläche: 13924 Quadratgrad. Bei größeren Entfernungen dünnt die Stichprobe aufgrund des vorgegebenen minimalen Röntgenflusses Fn = 3.0 x 10-12 erg cm-2s-1 (0.1-2.4 keV) langsam aus.

Fig. 2.50: Spatial distribution of X-ray clusters of galaxies around the South Galactic Pole. Radial coordinate: cz [km/s] (z redshift, c vacuum velocity of light); transverse angular coordinate: Right Ascension a  [h]; Declination: d [Grad]; survey area: 13924 square degrees. At larger distances the number of clusters degrades due to the flux limit Fn = 3.0 x 10-12 erg cm-2s-1 (0.1-2.4 keV) of the sample.

3. Galaxiengruppen: Die ROSAT-Beobachtungen der nahen Galaxiengruppe um NGC 383, Mitglied der Perseus-Pisces-Galaxienkette, wurden analysiert. Ausgedehnte Röntgenemission von heißem Gas, das zwischen den Galaxien verteilt ist, konnte bis zu einer Entfernung von etwa 3 Millionen Lichtjahren vom Gruppenzentrum nachgewiesen werden. Eine genauere Untersuchung von Leuchtkraftverteilung und Temperatur des heißen Gases erlaubt, die Verteilung der Gasmasse und dunklen Materie zu ermitteln. Im Falle der NGC 383 Gruppe macht der Anteil des Gases (innerhalb eines Radius von ~ 3 Millionen Lichtjahren) an der Gesamtmasse ca. 20 % aus, während der Hauptteil der Masse durch "dunkle Materie" beigetragen wird.

3. Groups of Galaxies: The NGC 383 group is a rich group of galaxies, located in the Perseus Pisces filament. Deep ROSAT X-ray observations allowed to study the emission from the intra-group medium and the optically brightest member galaxies. Widely extended hot X-ray emitting gas is detected implying that the group of galaxies is bound by a deep `dark matter' potential. An analysis of luminosity distribution and temperature of the hot gas allows to derive the gas density distribution and "dark matter" content. For the NGC 383 group we find a 20 % contribution of the X-ray emitting gas to the total mass (inside a radius of ~ 3 million lightyears), showing that the bulk of the mass is contributed by "dark matter".

Mehrere optisch helle Galaxien des Haufens wurden ebenfalls als Quellen im Röntgenbereich entdeckt. Die Radiogalaxie 3C 31 im Zentrum der Gruppe wurde im Detail untersucht. Ihr Röntgenspektrum kann am besten mit dem Vorhandensein zweier verschiedener Komponenten beschrieben werden: thermischer Emission von heißem Gas innerhalb der Galaxie sowie dem Beitrag eines "aktiven Kerns" im Zentrum der Galaxie

Located near the center of the group is the well-studied radio galaxy 3C 31. Its X-ray spectrum can be best explained by a contribution from two different spectral components: thermal emission from hot gas within the galaxy and a second component likely related to the presence of an "active nucleus" in the center of the galaxy.

4. Likelihood-Filter zur Erkennung von Galaxienhaufen: Um die Identifikation von Galaxienhaufen in optischen Himmelsaufnahmen möglichst objektiv zu gestalten, wurde ein mathematischer Filter entwickelt, der Galaxienanhäufungen erkennt und charakterisiert. Diese Erkennungsmethode ist auch für die Identifikation von Röntgenquellen als Galaxienhaufen wichtig. Statistisch betrachtet ändern sich die mittleren physikalischen Eigenschaften der Galaxienhaufen nicht sehr stark mit der Rotverschiebung. Diese Tatsache kann man bei der Konstruktion digitaler Filter zur Erkennung von Galaxienhaufen sowie ihrer Rotverschiebungs- und Reichhaltigkeitsschätzung ausnutzen. Die neue Methode ist nicht nur allgemeiner anwendbar, sondern auch weniger anfällig auf systematische Fehler in der Schätzung der Haufen-Rotverschiebung und Reichhaltigkeit als bisher entwickelte Verfahren. Die Methode erlaubt eine genauere Messung wichtiger optischer Parameter von Galaxienhaufen und soll bei Untersuchungen von Korrelationen zwischen optischen und Röntgeneigenschaften von Galaxienhaufen zur Anwendung kommen.

4. Likelihood-Filter for Cluster Detection: To get a more objective identification and characterization of optical clusters of galaxies, a mathematical filter for cluster detection was developed. The method can, however, also be used for the identification of X-ray clusters of galaxies. In a statistical sense, the average physical properties of clusters of galaxies do not strongly depend on redshift. This helps in constructing digital filters for cluster detection, redshift and richness estimation. The theory of inhomogeneous point processes provides a mathematically exact handling of this problem. The probability generating functional of an inhomogeneous Poisson process is used to determine the so-called Janossy density which determines uniquely the likelihood function. The new method provides a generalization of hitherto known algorithms and is less sensitive to systematic errors in the estimation of cluster redshift and richness. The method gives information on important optical parameters of clusters and will be applied to studies concerning the correlations between optical and X-ray properties of galaxy clusters.

5. Theoretische Untersuchungen zur Natur der dunklen Materie in Galaxienhaufen: In Fortführung der Arbeiten aus dem Vorjahr 1997 wurde das statistische Violent Relaxation Modell von Galaxienhaufen weiter untersucht. Der wesentliche Fortschritt besteht darin, dieses Modell massenunabhängig formulieren zu können, indem man unterschiedlich große Phasenraumzellen annimmt. Mit ihm konnte die Röntgenemission vom Coma-Haufen nochmals besser angepaßt werden. Somit ist ein Modell von endlichen Neutrinomassen nicht unrealistisch. Allerdings bleibt es dabei, daß das Modell kosmologisch einen zu hohen Massenanteil von Baryonen ergibt, was mit einem homogenen flachen Universum nicht vereinbar ist.

5. Theoretical investigations on the nature of the dark matter in clusters of galaxies: In continuation of the activities of the last year (1997) the statistical violent relaxation model of clusters has been further investigated. The progress consists in the mass-independent formulation of the model assuming phase space elements of different sizes for different populations. With the help of this model the fit of the X-ray emission of the coma cluster could be improved. It turns out that the mixed matter model including massive (though light) neutrinos is not unrealistic. However, nothing is changed with respect to the conclusion that the model yields too high a fraction of baryonic matter - incompatible with a homogeneous flat universe.

Im Bereich Astrophysikalische kompakte Quellen wurden Quasare, galaktische Mikro-Quasare und ein Vorgänger von Mikro-Quasaren untersucht.

In the area Astrophysical Compact Sources research concentrated on the investigation of quasars, galactic micro-quasars and a progenitor of micro-quasars.

Quasare sind aktive Galaxien mit extrem hoher optischer Emission aus einem kleinen, räumlich nicht aufgelösten Galaxienkern. Für ca. 15 % aller bekannten Quasare wurden auf der kurzwelligen Seite prominenter UV Linien starke Absorptionsstrukturen gefunden, die auf Materieströmungen mit mehreren 104 km/s hindeuten. Keiner dieser BAL (Broad Absoption Line) Quasare wurde im weichen Röntgenbereich mit ROSAT entdeckt, und auch ASCA liefert bei höheren Energien (E < 10 keV) nur marginale Nachweise. Die Daten sind mit der Vorstellung verträglich, daß die Emission aus der zentralen Maschine für alle Quasare gleich ist, daß aber für BAL Quasare die weiche Röntgenstrahlung durch eine hohe Säulendichte kalter Materie (1023 Wasserstoffatome pro cm2) absorbiert wird.

Quasars are active galaxies with extremely high emission from a compact nucleus. For about 15 % of all known quasars strong absorption structures were found on the blue side of prominent UV lines, indicating matter outflows with velocities of a few times 104 km/s. None of these BAL (Broad Absorption Line) quasars has been detected in the soft X-ray band by ROSAT and even ASCA with its wider energy range (E < 10 keV) showed only marginal detections. The data are compatible with the idea that the emission from the "central machine" is similar for all quasars, but in BAL objects the radiation is absorbed by cold matter with high column density (1023 hydrogen atoms per cm2).

Es ist nicht bekannt, ob unter den bekannten Quasaren noch mehr BAL Quasare vorhanden sind als bisher gefunden wurden. Es wäre also möglich, daß die große Zahl der radioleisen Quasare, die mit ROSAT nicht entdeckt wurden, BAL Quasare sind. In einer statistischen Analyse konnte jedoch gezeigt werden, daß die existierenden Quasarkataloge keinen substantiellen Anteil unentdeckter BAL Quasare enthalten, wenn das BAL Phänomen nur durch Absorption hervorgerufen wird.

There might be a substantial number of yet unknown BAL quasars amongst the catalogued quasar population. Therefore, it could be possible that a large fraction of the radio-quiet quasars not detected in the ROSAT All-Sky Survey are BAL objects. In a statistical analysis of the ROSAT data it could be shown that there is no substantial fraction of unidentified BAL quasars in current catalogs, if the the BAL phenomenon can be related to absorption.

In den letzten Jahren wurden kompakte Quellen innerhalb unserer Galaxie entdeckt, die man als "Mikro-Quasare" bezeichnet, weil sie viele bei Quasaren beobachtete Phänomene in kleinerem Maßstab zeigen. Diese galaktischen Mikro-Quasare bestehen vermutlich aus einem rotierenden schwarzen Loch mit wenigen Sonnenmassen, das sich in einem Doppelsternsystem befindet und von seinem Begleiter Materie herüberzieht. (Im Gegensatz dazu besitzt das schwarze Loch in normalen Quasaren ~108 Sonnenmassen). Da astrophysikalisch relevante Zeitskalen in der Umgebung schwarzer Löcher mit deren Masse skalieren, können bei diesen Mikro-Quasaren Effekte studiert werden, die bei normalen Quasaren einige 100 Millionen Jahre dauern.

Recently, a class of galactic compact sources was discovered which is termed "micro-quasars", as they show similar phenomena seen in quasars albeit on smaller scales. These micro-quasars are solar-mass rotating black holes in binary systems, accreting mass from the companion (in contrast, the black hole of a quasar has typically ~108 solar masses). As all astrophysically relevant time scales around black holes scale with the mass of the hole, the micro-quasars allow fast investigations and the study of effects which will otherwise take a few 100 million years in ordinary quasars.

Das seit fast 20 Jahren bekannte Objekt SS433 kann als Vorgänger eines solchen Mikro-Quasars angesehen werden, das einen relativistischen gebündelten Teilchenstrom (Jet) emittiert. Das genaue Verständnis der Jet-Emission von SS433 kann daher wichtige Einsichten in den Ursprung von Jets liefern, wie sie bei normalen Quasaren und Mikro-Quasaren auftreten. Es wurden bisher vernachlässigte Effekte numerisch untersucht, die die Röntgenemission der Jets beeinflussen. Es zeigt sich, daß diese Effekte bei der Interpretation der Daten zu anderen Ergebnissen für die Systemparameter (z. B. Massenausfluß im Jet, Dimension des Jets, Helligkeit) führen und bei entsprechend empfindlichen Instrumenten (AXAF, XMM) völlig neue Diagnose-Hilfsmittel zur Verfügung stellen.

The peculiar object SS433, known for nearly 20 years, can be regarded as a progenitor of such micro-quasars. It emits two oppositely directed jets with relativistic velocities. The detailed understanding of the emission from the jets can reveal important insights into the jet phenomenon found in quasars and micro-quasars. In numerical simulations we studied various physical effects affecting the X-ray emission from the jets. It could be shown that the inclusion of these effects into the interpretation of the data not only yields different results for the system's parameters (mass outflow rate, energetics, size of the jets) but also provides new diagnostic tools for the study of the jets with future sensitive instruments (AXAF, XMM).

Weiterhin wurde für den Jet des Mikro-Quasars GRS 1915+105 der minimale Energiefluß bestimmt. Der gefundene hohe Wert favorisiert einen elektromagnetischen Poynting-Fluß als wahrscheinlichen Energieträger. Mittels eines zweidimensionalen MHD Codes wurde die Beschleunigung eines solchen Jets aus einer magnetischen Akkretionsscheibe studiert. Detaillierte optischen Untersuchungen des Mikro-Quasars GRO J1655-40 zeigen, daß die zeitlichen Variationen der polarimetrischen Eigenschaften verträglich sind mit der Bahnperiode des Doppelsternsystems.

For the superluminal jets of the micro-quasar GRS 1915+105 a new method to find a lower limit to the jet's kinetic power was discussed. The large value obtained favours the electromagnetic Pointing flux as the most likely energy carrier. Using a finite difference MHD code in two dimensions, the formation of such a jet from a magnetized accretion disk was studied. Detailed optical observations of the micro-quasar GRO J1655-40 revealed that the temporal variations of the polarimetric properties of the object are consistent with the orbital period of the sytem .

Im Bereich Komplexe Dynamik werden schwerpunktmäßig quantitative Analyseverfahren für räumlich und/oder zeitlich komplexe Systeme entwickelt und erprobt.

In the field of Complex Dynamics we focus on developing and testing quantitative methods for analysing temporally and/or spatially complex systems.

Die im Jahresbericht 97 vorgestellte nichtlineare Methode zur quantitativen Beschreibung der Vorhersagbarkeit von Zeitserien, eine Version der Korrelationsentropie, wurde erweitert, so daß nunmehr nicht nur einfache Verzögerungszeiten sondern beliebige Zeitschritte berücksichtigt werden können. Als Anwendung wurden zeitlich hochaufgelöste Dichte- und Geschwindigkeitsmessungen des Sonnenwindes analysiert, die vom Proton-Monitor des Satelliten SOHO stammen. In der Dichtezeitserie wurden Nichtlinearitäten auf Zeitskalen von Minuten nachgewiesen. Ferner wurde gezeigt, daß für solche Zeitserien mit dieser Methode Vorhersagen über Zeiten bis zu 20 Minuten möglich sind.

The method to quantify nonlinear predictability of time series described in the annual report 97 is a version of the correlation entropy. It has been extended in such a way that not only the delay time but arbitrary time steps can be taken into consideration. As an application we analyse high-resolution time series of the solar wind density and velocity obtained from the Proton Monitor onboard the SOHO spacecraft. Nonlinearities in the density time series on minute time scales have been established, and the possibility to make predictions up to 20 minutes was demonstrated for this type of time series.

Bei der Analyse von ROSAT-Daten fand die am Institut entwickelte "Skalierungs-Index-Methode" (SIM) Anwendung. Zum einen wurde untersucht, ob radiolaute Quasare in einer Umgebung mit höherer Röntgenhintergrundsstrahlung "leben" als radioleise Quasare. Dazu wurden alle Quasar-Beobachtungen mit mehr als 10 ksec Netto-Belichtung aus dem ROSAT Archiv analysiert. Mit der SIM wurden die vorhandenen Punktquellen aus den Umgebungen der Quasare herausgenommen und die verbleibende Hintergrundsstrahlung bestimmt. Das Ergebnis bestätigt die Vermutung nicht, daß die beiden Arten von Quasaren signifikant unterschiedliche Röntgenumgebungen haben.

The institute's "scaling-index-method" (SIM) was applied to ROSAT data. As one example, it was investigated whether radio-loud quasars "live" in an environment with higher X-ray background radiation than radio-quiet quasars do. To that end all ROSAT quasar observations with an exposure time of more than 10 ksec were analysed. By use of the SIM all point sources around the quasar were extracted and the remaining background radiation was determined. The result does not support the speculation that the two types of quasars are located in significantly different X-ray environments.

Im anderen Fall zeigt eine lange HRI Beobachtung des Supernova-Überrests Kes32 räumliche Strukturen, die mit den bei erheblich höheren Energien gemachten Messungen des ASCA Satelliten nicht übereinstimmen. Allerdings liegen die Signale bei beiden Messungen nur knapp über dem Hintergrunds-Rauschen. Obwohl die statistische Verteilung der Photonen andeutet, daß es sich nicht um zufällige Fluktuationen handelt, konnte erst durch einen Vergleich der mittels der SIM berechneten Spektren der Meßdaten und "stochastischer" Datensätze eindeutig die Realität der Strukturen bestätigt werden.

In a further case, a puzzle presented by the observation of some spatial structures in a deep HRI measurement of the supernova remnant Kes32, which do not fit with the ASCA measurements taken at much higher energies, was investigated. In both measurements the features hardly exceed the background noise. Although the statistical distribution of the measured photons gave a hint of "nonrandom" fluctuations, the confirmation of the features could be established only by a comparison of spectra of the real data with those of surrogates, employing SIM.

Die Anwendung der Verfahren ist aber keinesfalls auf astrophysikalische Systeme beschränkt. Auf dem Gebiet der Medizin und der Physiologie werden die Methoden zur Verbesserung der medizinischen Diagnostik verwendet. Sowohl die methodischen Ansätze wurden weiterentwickelt als auch die Anwendungsbereiche erweitert. Grundlage dieser Analyse (abgesehen von den Bildanalysen - z. B. Tumordiagnostik - siehe Jahresbericht 1997) bildet zumeist die Abbildung der ein- oder mehrdimensionalen Meßreihe in einen künstlichen Phasenraum. Die Weiterentwicklung betrifft dabei insbesondere die Beschreibung der Trajektorie oder des Pseudoflusses des im Phasenraum dargestellten Systems. Die abgeleiteten Maße dienen der genaueren Zustandsbeschreibung und/oder der Klassifikation der untersuchten Systeme. So können beispielsweise alleine aus dem EKG mit hoher Genauigkeit die Schlafstadien bestimmt oder bei der fetalen Überwachung Risiken vor und während der Geburt identifiziert werden. Häufig geht es auch darum, nichtlineare Korrelationen zwischen physiologischen Parametern (z. B. Atmung-Herzrate-kapillarer Blutfluß) zu entdecken. Neben diesen bereits seit längerem behandelten Feldern wurden neue Untersuchungen im Bereich der dezentralen Diagnostik begonnen. Ziel dabei ist etwa die nichtinvasive Bestimmung des Blutzuckergehalts oder die Identifikation von Krankheitsbildern aus Blutproben. Diese Arbeiten sind teilweise bereits sehr erfolgreich. Bei diesen Projekten bestehen enge Kooperationen sowohl mit Kliniken (Frauenklinik der TU München, Kinderkliniken der LMU und TUM) als auch mit Partnern aus der Industrie.

The application of the techniques developed in the MPE is by no means restricted to astropysical systems. In the field of medicine and physiology the methods were used for a refinement of medical diagnostics. Both, the methodical approach and the fields of application were extended. The basis of the analysis (apart from image analysis and characterisation - as employed for instance, in tumor diagnostics - see annual report 1997) is mostly the mapping of the one- or multi-dimensional time series into an artificial phase space. The further development deals in particular with the description of the trajectory or the pseudo flow of the system in this phase space. The derived measures serve as a description of the system state and/or are used for classification of the examined system. In that way it is possible, for instance, to determine the state of sleep with high precision using only ECG data or to perform a fetal monitoring and risk identification in the antepartual and intrapartual phase. Often the problem is to show nonlinear correlations between different physiological parameters (e. g. respiration-heartrate-capillary blood flow). In addition to these applications new investigations were started within the area of "decentralized diagnostics". Purpose of this work is, for example, the non-invasive determination of the glucose level of blood and the identification of disease patterns from blood samples. Although such investigations are still preliminary, the efforts are already quite successful in parts. These projects are realized in close cooperation with hospitals (gynaecological clinic TU Munich, paediatric clinics of the LMU and TUM) and industrial partners.

Unsere Forschungen wurden vom DLR unterstützt (50.WM.9445.6, 50.TT.9527.9 und 50.TT.9731.0). Außerdem wurden wir aus Mitteln der Verbundforschung gefördert (05.3ME82A(7), 05.3ME62.(0) und 50.OR.9306.5). Das Projekt Biosignale wurde von der B-W-Stiftung unterstützt.

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Our research has been supported by DLR (50.WM.9445.6, 50.TT.9527.9 and (50.TT.9731.0). Furthermore we have received support from the Verbundforschung (05.3ME82A(7), 05.3ME62.(0) and 50.OR.9306.5). The biosignal project have been supported by the B-W-Stiftung.

 

Jahresbericht 1998 / Annual Report 1998


HTML version: 1999-07-29; Helmut Steinle