MPE Jahresbericht 2000 /MPE Annual Report 2000

II

Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results


3. Galaxien und AGN


3. Galaxies and AGN

Ein beachtlicher Teil der gesamten wissenschaftlichen Arbeit am Institut entfällt auf die Untersuchung von nahen normalen, Starburst- und aktiven Galaxien. Aufgrund der wissenschaftlichen Expertise und der Instrumententwicklungen des Instituts in einem großen Wellenlängenbereich – von Gamma über Röntgen und Infrarot bis zu Millimeter – ist das MPE in der einzigartigen Lage, diese lokalen Galaxien über weite Größenskalen zu untersuchen, verschiedene empirische Eigenschaften und physikalische Mechanismen zu erforschen und zu einem umfassenden Verständnis von diesen Objekten zu gelangen. Mit den Untersuchungen im Röntgenwellenlängenbereich können wir so unterschiedliche Prozesse erforschen wie die detaillierten Akkretionsabläufe in aktiven Kernen und massiven Doppelsternen, die Physik von Supernovae oder die heißen Plasmen und ausgedehnten Ausflüsse, die durch die gemeinsamen Einflüsse von Sternen in einem Starburst erzeugt werden. Mit Hilfe von Infrarotdaten können wir die Dynamik und Sternpopulationen im galaktischen Zentrum, in der Nähe von aktiven und ruhenden Galaxien und Starbursts näher betrachten, und nach "dunklen Massen" und jungen Sternen suchen, die sonst durch große Extinktionen versteckt blieben. Gammastrahlung ermöglicht es uns, die energiereichsten Regionen im Zentrum aktiver Kerne zu erforschen und das intergalaktische Medium zwischen uns und den AGNs zu verstehen. Diese Forschungsgebiete sind es, welche die Phantasie der Forscher am MPE beflügeln.

 

The study of nearby normal, starburst, and active galaxies comprises a substantial amount of the scientific effort of the entire institute. Having scientific expertise and instrument development capability in a wide range of wavelengths – from gamma-rays, x-rays, and near-IR through millimeter, puts MPE in the unique position of being able to study these local galaxies over a range of size scales, to probe different empirical properties and physical, and to provide the possibility for obtaining a comprehensive understanding of these objects. Through investigations at X-ray wavelengths we can probe such diverse processes as the details of the accretion processes in active nuclei and massive binaries, the physics of supernovae, and the hot plasmas and large-scale outflows generated by the combined effects of stars in a starburst. With infrared data we can take a close look at the dynamics and stellar populations in the Galactic Center, nearby active and quiescent galaxies, and starbursts to search for "dark masses" and young stars that might otherwise be lurking behind large amounts of extinction. Gamma rays are used to probe the most energetic regions in the centers of active nuclei and to understand the amount of intergalactic medium between us and the AGN. These are the areas that excite the imaginations of the researchers at MPE.

 

3.1. Nahe Kerne und normale Galaxien
 
3.1 Nearby Nuclei and Normal Galaxies

Das wichtigste diesjährige Ergebnis aus unserem laufenden Programm, SHARP/NTT-Bilder des Sternhaufens und des schwarzen Lochs im Zentrum der Milchstraße aufzunehmen (in Zusammenarbeit mit A. Eckart, Universität Köln), ist die erstmalige Entdeckung der Krümmung der Flugbahn von drei der innersten, schnellen Sterne (S1, S4 und S8), die sich innerhalb von ~10 Lichttagen von der kompakten Radioquelle SgrA* befinden. Obwohl die Detektionen noch im Grenzbereich liegen, wurden bereits signifikante Ergebnisse abgeleitet. Erstens deuten alle abgeleiteten Beschleunigungen auf ein gemeinsames Zentroid hin, das innerhalb der Mess-ungenauigkeit mit SgrA* identisch ist. Zweitens sind die Geschwindigkeiten und Beschleunigungen der drei Sterne vereinbar mit festen Umlaufbahnen um eine Zentralmasse von 3x106 M, wie sie von früheren Eigenbewegungsdaten abgeleitet worden ist. Drittens betragen die Umlaufperioden der innersten Sterne zwischen 10 und 50 Jahre. Dieses Programm stellt die Vorarbeit dar zur Anwendung der CONICA Nahinfrarot-Kamera mit adaptiver Optik (CONICA ist eine Zusammenarbeit zwischen MPE und MPIA, Heidelberg, und wurde in diesem Sommer an das ESO Very Large Telescope geliefert). Aufnahmen mit CONICA mit seiner hervorragenden Sensibilität und der Lichtsammelkraft eines 8 m-Teleskops werden uns eine exzellente Gelegenheit bieten, genaue Umlaufbahnen für eine Reihe von Sternen nahe der Position des schwarzen Lochs zu bestimmen, und das Gravitationspotential des galaktischen Zentrums in der Größenordnung von ein paar Lichttagen oder weniger, einschließlich möglicher Abweichungen von einem Punktmassenpotential, darzustellen. Unser geplantes CONICA-Beobachtungsprogramm wird auch nach Gravitationslinseneffekten suchen, die das schwarze Loch hervorruft, wenn es vor Hintergrundsternen vorbei wandert.

 

This year’s main highlight of our on-going SHARP/NTT imaging program of the nuclear star cluster and central massive black hole in the Galactic centre (in collaboration with A. Eckart, Cologne University) is the first detection of curvature in the trajectories of three of the innermost, fast moving stars (S1, S2 and S8) located within ~10 light days of the compact radio source SgrA*. Although the detections are still at a marginal level, significant results have already been deduced. First, the deduced accelerations all point back to a common centroid, which is identical with SgrA* within the measurement uncertainties. Second, velocities and accelerations of the three stars are consistent with bound orbits around the 3x106 M central mass deduced from earlier proper motion data. Third, the orbital periods of the innermost stars are between 10 and 50 years. This program provides the preparatory work for using the adaptive optics fed CONICA near-infrared imager and spectrometer (CONICA is a collaboration between MPE and MPIA, Heidelberg and has been delivered to the ESO Very Large Telescope this summer). Imaging with CONICA, with its excellent sensitivity and light gathering power of an 8m telescope will provide us with an excellent opportunity to determine accurate orbits for a number of stars near the position of the black hole, and map the gravitational potential of the galactic centre on scales of a few light days or less, including possible deviations from a point mass potential. Our planned CONICA observing program will also search for gravitational lensing of background stars by the black hole.

 


Abb. II-28: Photometrisches Profil und Geschwindigkeitskurven entlang der Hauptachse von M83. Oben dargestellt ist die Intensität (für einen 0.6" Spalt bei einem Positionswinkel von 51.7°) als Funktion des Abstandes vom optischen Kern. Im unteren Feld sind die Geschwindigkeitskurve (gepunktete Linie und Dreiecke) und die Geschwindigkeitsdispersion entlang der Sichtlinie dargestellt (durchgezogene Linie und Kreise). Der zweite Kern ist deutlich erkennbar in der Dispersionskurve, und fällt ungefähr mit dem zweiten Maximum im K-Band-Profil zusammen. Das Zentrum im sichtbaren Licht zeigt außerdem einen starken Gradienten in der Geschwindigkeitskurve (Rotationskurve).

Fig. II-28: Photometric and velocity profiles along the major axis of M83. The top plot shows the intensity for a 0.6" slit at PA=51.7° as a function of offset from the location of the visible nucleus. The bottom plot shows the recession velocity (dotted line and triangles) and line of sight velocity dispersion (solid line and circles). The secondary nucleus is evident as a second dynamical peak, which roughly matches the dip in the K band light profile. The visible nucleus is also associated with a sharp gradient in the recession velocity.


Abb. II-29: Ks-Bild der Zentralregion von M83, aufgenommen am ESO-NTT. Konturstufen reichen von maximaler Helligkeit bis zu 5 Magnituden darunter, in Schritten von 0.25 mag. Das Pluszeichen zeigt die Stelle des photometrischen Maximums an, während das Kreuz das Symmetriezentrum der äußeren Isophoten der Galaxie (welche durch die weißen Ellipsen angenähert sind) bezeichnet.

Fig. II-29: Ks image of the central region of M83, obtained at the ESO NTT. Contours range from the peak intensity to 5 mag below the peak in steps of 0.25 mag. The plus indicates the location of the photometric peak, while the cross indicates the centre of symmetry of the outer isophotes of the galaxy. Fits to the outer isophotes are indicated by white ellipses.

Wir führen ein Programm mit dem ISAAC Nahinfrarot-Spektrometer mit Langspalt am VLT durch zur Messung der Sterndynamik im Kern von einer Reihe naher Spiralgalaxien. Räumlich aufgelöste Beobachtungen der Geschwindigkeitsdispersion von Sternen entlang des Spaltes würden einen schlüssigen Nachweis über supermassive zentrale Objekte in den Kernen naher Spiralgalaxien, ähnlich unser eigenen Milchstraße, liefern.

 

 

We are carrying out a program with the ISAAC near infrared long slit spectrometer on the VLT to measure the nuclear stellar dynamics of a number of nearby spiral galaxies. Spatially resolved observations of the line of sight velocity dispersion of stars along the slit would provide conclusive evidence of super massive central dark objects in the nuclei of nearby spiral galaxies, similar to that in our own Milky Way.

 

Als Bestandteil dieses Programms haben wir bisher Beobachtungen der Kernregion von M83 durchgeführt, wobei wir zwei dynamische Zentren, vielleicht in der Form eines Doppelkerns fanden. Wir beobachten zwei Spitzen, getrennt durch 2.7", im Geschwindigkeitsdispersionsprofil von Licht später Sterne, gemessen mit einem 0.6"-Spalt (Abb. II-28), der auf der Spitze der K-Bandemission und bei PA=51,7 Grad zentriert war. Die erste Spitze fällt mit der Spitze der K-Band-Lichtverteilung zusammen, die weithin als Galaxienkern angenommen wird. Die zweite, fast gleichstarke Spitze, fällt nahezu mit dem Symmetriezentrum der äußeren Isophoten der Galaxie (Abb. II-29) zusammen. Die Lage der zweiten Spitze hat eine geringe K-Bandemission und scheint selbst im Nahinfrarotwellenlängenbereich signifikant extingiert zu sein. Wenn wir die beobachtete Geschwindigkeitsdispersion der Sterne so interpretieren, als ob sie von einem virialisierten System stamme, würden die zwei Kerne jeweils eine eingeschlossene Masse von 13.2x106 M innerhalb eines Radius von 5.4 pc enthalten. Dabei könnte es sich entweder um massive Sternhaufen oder um superschwere dunkle Objekte handeln.

 

As part of this program, we have carried out observations of the nuclear region of M83, where we find evidence for two dynamical centres, perhaps in the form of a double nucleus. We observe two peaks separated by 2.7" in the velocity dispersion profile of light from late-type stars measured along a slit 0.6" wide (Fig. II-28), centred on the peak of K band emission and with PA=51.7°. The first peak coincides with the peak of the K band light distribution, widely assumed to be the galaxy nucleus. The second peak, of almost equal strength, almost coincides with the centre of symmetry of the outer isophotes of the galaxy (Fig. II-29). The location of the secondary peak has little K band emission, and appears to be significantly extincted, even at near infrared wavelengths. If we interpret the observed stellar velocity dispersion as coming from a virialised system, the two nuclei would each contain an enclosed mass of 13.2 ´ 106 M within a radius of 5.4pc. These could either be massive star clusters, or super massive dark objects.

 

Die Magellanschen Wolken (MW) liefern einen Reichtum an Informationen über Röntgenstrahlung emittierende Objekte innerhalb von Galaxien. Um den Vorteil ihrer Nähe und ihrer reichhaltigen Population von Röntgenquellen zu nutzen, haben wir Kataloge aus allen HRI Beobachtungen der MW erzeugt, die komplementär zu den ROSAT PSPC Katalogen der Röntgenquellen in den MW sind. In 17.2 Quadratgrad, die die Grosse MW (GMW) überdecken, wurden 397 Röntgenquellen registriert, in 4.2 Quadratgrad der Kleinen MW (KMW) 121 Quellen.

 

The Magellanic Clouds provide a wealth of information about the X-ray emitting objects in galaxies. To take advantage of their proximity and rich population of X-ray sources, we made a catalogue, which is complementary to the ROSAT PSPC catalogues of X-ray sources in the Magellanic Clouds based on all pointed observations of the ROSAT HRI. In 17.2 sq. degrees covering the Large Magellanic Cloud (LMC) 397 X-ray sources were detected while in the Small Magellanic Cloud (SMC) the HRI observations covered an area of 4.2 sq. degrees in which 121 sources were detected.

 

Die Zahl der Supernova-Überreste in der GMW ist um einen Faktor vier größer als in der KMW, was in etwa mit dem Verhältnis der projizierten Flächen der Galaxien übereinstimmt, aber klein ist im Vergleich der Massen der zwei Wolken (~10). Die Zahl der bekannten superweichen Quellen und Röntgendoppelsterne ist in beiden Wolken vergleichbar. In der KMW konnte die Zahl der Be/Röntgendoppelsterne auf nahezu 50, und damit auf mehr als das Doppelte erhöht werden, mehr Systeme als in der Milchstrasse bekannt. Ein Vergleich ihrer Leuchtkraftfunktion mit der in der Milchstrasse zeigt keine signifikanten Unterschiede bei den leuchtkräftigen Objekten, die große Zahl von leuchtschwachen Systemen in der KMW lässt jedoch vermuten, dass noch viele solche Systeme in unserer Galaxis zu finden sein sollten.

 

The number of supernova remnants in the LMC is larger by a factor of four compared to the SMC, roughly in accordance with the ratio of the projected areas of the galaxies but the ratio is small if compared with the ratio of masses of the two clouds (~10). The number of known super-soft sources and X-ray binaries are comparable in both clouds. In the SMC the number of Be/X-ray binaries was more than doubled to nearly 50, even exceeding the number of such systems known in the Milky Way. A comparison with the luminosity distribution in the Milky Way reveals no significant differences at the high-luminosity end but the large number of low-luminosity systems in the SMC suggests that many such systems may still be undetected in the Galaxy.

 

Als erstes Beobachtungsobjekt wurde mit der EPIC pn Kamera auf XMM-Newton ein Gebiet in der Grossen Magellanschen Wolke (GMW) gewählt. Von Beobachtungen mit den Satelliten Einstein und ROSAT war bereits bekannt, dass dieses Gebiet eine Vielfalt von Röntgenquellen enthält. So konnten in dem mit XMM-Newton beobachtbaren Ausschnitt von einem halben Grad Durchmesser mindestens drei Supernova-Überreste (einer davon mit einem 16 ms Pulsar), eine OB Assoziation, zwei R Assoziationen, sowie die Explosionswolke der Supernova SN 1987A nachgewiesen werden.

 

The EPIC pn camera on XMM-Newton received first light from a region in the Large Magellanic Cloud (LMC). It was known from observations of the satellites Einstein and ROSAT that the region contained a variety of X-ray sources. In the area of half a degree diameter observable with XMM-Newton, at least three supernova remnants (one with a 16 ms pulsar), one OB association, two R associations as well as the remnant of the supernova SN1987 A could be detected.

Dank der großen Sammelfläche des Röntgenteleskops und der hohen Empfindlichkeit der pn-Kamera war es möglich, Punktquellen in der GMW noch nachzuweisen, deren Röntgenleuchtkraft nur wenige 1032 erg s-1 beträgt, und die helleren Objekte röntgenspektroskopisch über einen Energiebereich von 0.3-12 keV zu untersuchen, d.h. die größte Bandbreite, die bisher von einem einzigen abbildenden Röntgendetektor überdeckt wurde.

 

Due to the big collecting area of the X-ray telescope and the high sensitivity of the pn camera X-ray sources could be detected in the LMC down to a limiting luminosity of 1032 erg s-1 and to investigate X-ray spectra of the brighter sources in the energy band 0.3-12 keV unprecedented by imaging X-ray detectors.

 

Es konnten Quellen untersucht werden, deren niederenergetische Strahlung stark absorbiert ist (blaue punktförmige Quellen in Abb. II-30). Bei diesen Objekten handelt es sich vermutlich um weit entfernte Quasare, deren Strahlung die GMW durchleuchtet. Bei diesem Prozess wird der Röntgenstrahlung eine spektrale Signatur aufgeprägt, aus der sich die Materiedichte in der GMW rekonstruieren lässt.

 

Sources with highly absorbed low energy emission were investigated (blue point-like objects in Fig. II-30) and are most likely distant quasars shining through the LMC. The X-ray spectra are altered by this process and from them we can deduce the density of the material in the LMC.

Abb. II-30: Das erste Bild von XMM-Newton, aufgenommen mit der pn-CCD Kamera. Zu sehen ist ein Ausschnitt aus der Grossen Magellanschen Wolke von einem halben Grad Durchmesser. In dem Bild sind die "Röntgenfarben" so dargestellt, dass mit zunehmender Energie der Röntgenstrahlung die Farbe von rot nach blau übergeht.

Fig. II-30: XMM-Newton EPIC pn first light image representing a part of the Large Magellanic Cloud with a diameter of half a degree. The "X-ray colours" go with increasing photon energy from red to blue.


Abb. II-31: ROSAT PSPC Bild von M33. Die Kreise und Kreuze zeigen Röntgenquellen, die mit PSPC bzw. HRI entdeckt wurden.

Fig. II-31: ROSAT PSPC image of M33. The circles and crosses mark X-ray sources detected in PSPC and HRI observations.

Ein weiteres bemerkenswertes Ergebnis der ersten Beobachtung mit XMM-Newton ist der Nachweis einer überdurchschnittlich großen Häufigkeit an schweren Elementen wie Sauerstoff, Neon, Magnesium und Silizium in dem dunklen nördlichen Teil des Gesichtsfelds (oberer Teil in Abb. II-30). Dies ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass dort intensive Sternentstehung stattgefunden haben muss.

 

Another important result of the XMM-Newton first light observation is the detection of an overabundance of heavy elements like oxygen, neon, magnesium, and silicon in the dark northern part of the field of view (upper part in Fig. II-30). This is strong evidence for past star-forming activity in that area.

In unserem Programm zur Untersuchung der Population von Röntgenquellen in nahen Galaxien haben wir alle ROSAT PSPC und HRI Beobachtungen der Spiralgalaxie M33 aus der Lokalen Gruppe, die sich im Archiv befinden, analysiert. Wir erhielten eine Liste mit beinahe 150 Röntgenquellen bis zu einem Abstand von 50’ vom Kern der Galaxie (Abb. II-31). Die Menge der Daten ermöglicht sowohl ein eingehendes Studium der physikalischen Eigenschaften einzelner Röntgenquellen wie auch der gemeinsamen statistischen Eigenschaften verschiedener Röntgenquellklassen in M33 wie z.B. von Supernova Überresten und Röntgendoppelsternen. Mit Hilfe der Röntgeneigenschaften können die Quellen nach ihren Erzeugungsmechanismen Klassen zugeordnet werden und so die Quellpopulation in dieser Spiralgalaxie späten Typs charakterisiert werden.

 

As part of our on-going program to study the X-ray emitting source population in nearby galaxies, we analysed all ROSAT PSPC and HRI archival data of the local group spiral galaxy M33. We obtained a list of nearly 150 discrete X-ray sources within 50' of the nucleus of the galaxy (Fig. II-31). The large amount of data offers the unique opportunity to study the detailed physical properties of individual X-ray sources as well as the global statistical properties of different types of X-ray sources like supernova remnants and X-ray binaries in M33. The X-ray properties enable the sources to be classified into different types according to their different X-ray production mechanisms. We can also characterise the source population in a late-type spiral galaxy.

 

Bei einer erneuten Auswertung von ROSAT HRI Beobachtungen der Galaxie Centaurus A (Cen A, NGC 5128) vom Juli 1995 wurde nur 2.5´ südwestlich des Galaxienkerns eine helle Röntgenquelle (RXH J132519.8-430312) entdeckt. Mit etwa 30% der aufsummierten Röntgenleuchtkraft von Kern und Jet von Cen A war diese neue Quelle das hellste Objekt in diesen Beobachtungen. In allen anderen ROSAT Beobachtungen der Galaxie vor und nach 1995 war nichts von dem neuen Objekt zu sehen. Erst Beobachtungen mit dem neuen Röntgensatelliten Chandra im September 1999 zeigen eine schwache Quelle an der ROSAT Position, möglicherweise dieses veränderliche Objekt im Ruhezustand. Sehr wahrscheinlich befindet es sich in der 3 Mpc entfernten Galaxie, obwohl die daraus folgende Röntgenleuchtkraft von 3 x 1033 erg s-1 etwas über dem für Röntgendoppelsterne erwarteten Wert liegt. Die Entdeckung der stark veränderlichen Quelle so nahe beim Kern von Cen A deutet darauf hin, dass die mit Instrumenten geringer räumlicher Auflösung beobachtete Variabilität der Kernregion sowie Spektren von Cen A zum Teil durch dieses veränderliche Objekt beeinflusst sein können.

 

A new analysis of ROSAT HRI observations of the galaxy NGC 5128 (Centaurus A) from July 1995, revealed a bright X-ray source (designated RXH J132519.8-430312) only 2.5' southwest of the nucleus. It was the brightest point source in the ROSAT HRI field-of-view with a luminosity of about 30% of the combined X-ray luminosity of the nucleus and jet of Cen A. All other ROSAT observations made before and after these observations show no trace of the source. Chandra observations of Cen A made in September 1999 show a source at the ROSAT position, which may be the quiescent counterpart of the transient. It is very probable that the transient is located in NGC5128 although its derived luminosity of 3 x 1033 erg s-1 (at a distance of 3 Mpc to Cen A) is slightly higher than what is expected for normal accretion processes. The detection of this strong and variable X-ray source so close to the nucleus of Cen A is very important, as the known variability of the nuclear region of Cen A could (at least in part) be caused by this transient, and spectra of Cen A could be contaminated by the presence of this source.

Die röntgenhellen Galaxien frühen Typs IC 1262 und NGC 6159 wurden mit hoher räumlicher Auflösung mit dem ROSAT HRI beobachtet. Beide Quellen sind ausgedehnt (>200 kpc Radius) und die helle Röntgenstrahlung entsteht nicht im Kern. Als natürliche Erklärung für die hohe Röntgenleuchtkraft bietet sich eine kleine Galaxiengruppe um IC 1262 und möglicherweise auch für NGC 6159 an. Eine eigenartige, sehr helle bogenförmige Struktur im Zentrum der IC 1262 Emission weist möglicherweise auf eine kürzliche Galaxienverschmelzung hin oder auf hohe Relativgeschwindigkeiten in der Gruppe.

 

The X-ray bright early type galaxies IC 1262 and NGC 6159 have been observed with the high spatial resolution of the ROSAT HRI. Both sources are clearly extended (>200 kpc radius) excluding a nuclear origin for the bright emission. A small group of galaxies observed around IC 1262 is the most natural explanation for its high X-ray luminosity and as might also be the case for NGC 6159. A peculiar very bright feature in the shape of an arc in the centre of the IC 1262 emission may be the signature of a recent merger or indicate high velocities in the group.

Dennerl, Englhauser, Genzel, Haberl, Pietsch, Ott, Schoedel, Sasaki, Steinle, Tecza, Thatte

3.2 Starbursts 3.2 Starbursts
Um das Endstadium der Starburst-Entwicklung zu studieren, haben wir mit der Untersuchung der molekularen CO-Emission in "fortgeschrittenen" Starburst-Galaxien begonnen. Diese Art Galaxien sind durch starke Balmer-Absorptionslinien in ihren Spektren gekennzeichnet, welche auf große Mengen von Sternen mittleren Alters (100-1000 Millionen Jahre) hindeuten. Galaxien mit diesem Merkmal werden weiter unterteilt in solche mit aktiver Sternentstehung (zusätzlich starke optische Emissions-Linien, sogenannte em+A Galaxien) und solche ohne Sternentstehung (keine Emissions-Linien, sogenannte K+A Galaxien). In solchen Objekten haben wir mit dem IRAM 30m-Teleskop Übergänge von 12CO beobachtet. Daraus konnten wir die Gesamtmasse ihres molekularen Gases ableiten. Die Galaxien des Typs K+A haben ihren Vorrat an H2 weitgehend aufgebraucht und können daher keine nennenswerte Sternentstehung mehr aufrecht erhalten. Em+A Galaxien andererseits besitzen für gewöhnlich noch genügend große Gasreservoirs zur Bildung von Sternen. Es gibt jedoch einige Objekte, die erstaunlich wenig Gas besitzen, aber dennoch Sterne bilden. Diese Galaxien sind in einem Übergangsstadium von em+A nach K+A und stellen daher die Verbindung zwischen Starburst- und Poststarburst-Galaxien dar (siehe Abb. II-32).

 

In order to address the question as to the end-point of starburst evolution, we have begun a study of the CO molecular emission of a sample of advanced starbursts, classified by having strong Balmer absorption lines in their integrated spectra. Strong Balmer lines indicate the presence of substantial numbers of intermediate age stars (100-1000 Myrs). Such galaxies are further split into actively star-forming galaxies (showing additionally strong optical emission lines, so-called em+A galaxies) and those without active star-formation (no emission lines, so-called K+A galaxies). These objects were observed at the IRAM 30m telescope at wavelengths of 12CO transitions. From these measurements it was possible to derive total molecular gas masses. The K+As (which lack on-going star-formation) have depleted their supply of H2. Therefore, they cannot host further substantial star-formation. On the other hand, the em+A actively star-forming galaxies generally contain large enough gas reservoirs to harbour further significant star-formation events. There are some objects though, which show surprisingly low gas masses, but are still forming stars. These galaxies are likely in transition from em+A to K+A galaxies and therefore represent the link between star bursting systems and true post-starburst galaxies (Fig. II-32).

 

Abb. II-32: Das Verhältnis von molekularer Masse, MH2, zur dynamischen Masse, Mdyn, aufgetragen gegen die Äquivalent-Breite des OIIl3723 Dubletts, EW(OH), verdeutlicht den Unterschied zwischen Galaxien vom Typ K+A und em+A. Die Trennlinie zwischen den beiden Klassen lässt sich bei MH2 / Mdyn = 0.02 ziehen. Unterhalb dieses Wertes befinden sich nur K+A und schnell abklingende em+A Galaxien. Quadrate stellen K+A Galaxien, Kreise em+A Galaxien dar.

Fig. II-32: The plot of the equivalent width of the OIIl3727 doublet, EW(OII), versus the ratio of the H2 molecular mass, MH2, and dynamical mass, Mdyn, clearly reveals the difference between the K+A and em+A galaxies. A separation between the two classes could be placed at MH2/Mdyn =0.02, below which only K+As and rapidly declining em+A galaxies can be found. Here boxes represent K+A galaxies, circles em+A galaxies.

Abb. II-33: Vergleich von Beobachtungen des NW-Halos (untere Punkte bzw. Kurve) von NGC 253 mit Modellrechnungen (obere Punkte bzw. Kurve). Das Modell basiert auf einem durch den Starburst getriebenen galaktischen Wind, mit selbstkonsistent berechneter Nichtgleichgewicht-Ionisationsstruktur und Kühlung. Der spektrale Fit liefert jeweils ein Zwei-Temperatur-Plasma.

Fig. II-33: Comparison between observations of Halo NW (lower points and lower curve, respectively) of NGC 253 and numerical simulations (upper points and upper curve, respectively). The model is based on a galactic wind driven by the starburst; the cooling and ionisation structure have been calculated self-consistently. The result of the spectral fitting is a two-temperature plasma in both cases.

Wechselwirkende und kollidierende Galaxien (Merger) wie die "Antennen"-Galaxien (NGC4038/4039) besitzen viele junge Sternhaufen. Sie gelten als Vorläufer eines Teils der Kugelsternhaufen, die wir heute in elliptischen Galaxien sehen. Um diese Hypothese zu überprüfen, müssen jedoch die Massen einzelner Haufen und die Massenfunktion der gesamten Haufen-Population bestimmt werden. Um eine solche vergleichende Studie zu beginnen, haben wir hochaufgelöste Spektren von mehreren jungen Sternhaufen in NGC4038/4039 aufgenommen. Anhand dieser Daten, gewonnen mit den ESO-Instrumenten ISAAC (VLT-UT1) und UVES (VLT-UT2), haben wir die Geschwindigkeits-Dispersion stellarer Absorptionslinien bestimmt. Zusätzlich haben wir mit Archivbildern des Hubble Space Teleskops Größenskalen und Lichtprofile gemessen. Unter der Annahme, dass das Virial-Theorem auf diese Haufen anwendbar ist, haben wir die Lichtprofile und Geschwindigkeits-Dispersionen benutzt, um dynamische Haufenmassen für sechs Haufen abzuleiten, was Massen von einigen 105 bis 106 M ergab. Diese Massen sind groß, verglichen mit der typischen Masse eines Kugelsternhaufens (~1x105 M), was aber nicht überraschend ist, da wir für diese erste Analyse die hellsten Haufen ausgewählt haben. Der Vergleich unserer Abschätzung der dynamischen Masse mit Massen, die aus photometrischen Daten in Verbindung mit Haufenentwicklungs-Modellen gewonnen wurden, legt nahe, dass es Variationen in der Anfangsmassenverteilung der Haufen gibt. Die dynamische Entwicklung der Haufen-Population scheint also komplex zu sein. Es ist möglich, dass einige der Haufen kurzlebig sind und schließlich durch dynamische Prozesse zerstört werden. Durch eine solche dynamische Entwicklung könnte sich die Massenverteilung der Haufen in den Antennen-Galaxien an diejenige der Haufen in lokalen elliptischen Galaxien angleichen. Wir setzen dieses Programm fort und konzentrieren uns jetzt auf lichtschwächere Haufen. Das wird uns schließlich ein vollständigeres Bild davon liefern, wie sich die Sternhaufen im Antennen-System vermutlich entwickeln werden.

 

The large populations of young star clusters observed in interacting/merging galaxies like "The Antennae" (NGC4038/4039) are widely believed to be the progenitors of a part of the globular clusters seen today in elliptical galaxies. However, to prove whether or not this hypothesis is true the masses of individual clusters and the mass function of the whole cluster population need to be determined. With this goal in mind, we have begun such a comparison and have obtained medium and high-resolution spectroscopy of several young star clusters in NGC 4038/4039 using ISAAC on the ESO VLT-UT1 and UVES on the ESO VLT-UT2. From these data we have determined the velocity dispersions of stellar absorption features. In addition, we have measured size scales and light profiles of our observed clusters using archival Hubble Space Telescope imaging data. Assuming that the Virial theorem applies to these clusters, we have used the light profiles and velocity dispersion estimates to derive dynamical cluster masses of six clusters. The resulting masses ranged from a few ´ 105 to a few ´ 106 M. These masses are large compared to the typical mass of a globular cluster (~1´105 M). This result is not surprising since we selected the brightest clusters for this first analysis. Comparing our dynamical mass estimates with masses determined from photometry data in combination with cluster evolution models, we find that there are variations in the initial mass function among the clusters. This conclusion suggests that the dynamical evolution of the cluster population is complex. It is possible that some of the clusters are short-lived and will eventually be destroyed by dynamical processes. Such dynamical evolution might be the mechanism whereby the cluster mass distribution of the Antennae galaxies might evolve into one consistent with the mass distribution of clusters in the local elliptical population. This program is continuing, now focusing on fainter clusters, and will eventually allow us to obtain a more complete picture of how the population of clusters in the Antennae is likely to evolve.

 

Starburst-Galaxien zeichnen sich durch eine meist lokal begrenzte, erhöhte Sternentstehungsrate aus. Wie ROSAT PSPC-Beobachtungen gezeigt haben, besitzt die nahegelegene Edge-on-Galaxie NGC253 einen ausgedehnten Röntgenhalo, der sich bis etwa 9 kpc senkrecht zur Scheibe erstreckt. Wir haben ROSAT PSPC-Archivdaten vom Halo Nordwest (NW) neu ausgewertet, indem wir die Haloregion in einander überlappende Streifen parallel zur großen Halbachse mit einer Dicke von 1.66’ (entsprechend 1.26 kpc) unterteilt haben. Zunächst haben wir ein Spektrum über den unteren Teil des Halos aufintegriert (Durchmesser ca. 6’) und gefittet. Es hat sich gezeigt, dass ein Spektrum eines Ein-Temperatur-Plasmas im Stossionisationsgleichgewicht, ein sog. RS-Modell, statistisch nicht akzeptabel ist. Ein solches Modell ergibt nur dann einen befriedigenden Fit, wenn die Metallizität extrem subsolar ist, d.h. Z ~ 0.05. Dies ist jedoch unwahrscheinlich, da das heiße Gas in einem Starburst chemisch angereichert ist, und man daher Z ³ 1 erwartet. Andererseits erhält man im Rahmen der spektralen Auflösung des PSPC-Instruments einen sehr guten Fit, wenn man zwei RS-Plasma-komponenten mit Temperaturen von 0.07 keV bzw. 0.27 keV anpasst. Physikalisch lässt sich ein solches Mehrtemperaturplasma durch ein Halogas im Nicht-Ionisations-Gleichgewicht beschreiben. Wir haben daher ein dynamisch und thermisch selbstkonsistentes Modell zur Ausströmung von heißem Gas aus der Starburst- in die Haloregion berechnet. Wenn man die Emission für den Fall eines optisch dünnen Plasmas aufintegriert, durch die PSPC-Instrumentfunktion faltet und anschließend denselben Fitprozeduren wie die Beobachtungsdaten unterwirft, erhält man ebenfalls einen statistisch akzeptablen Zweikomponentenfit mit 0.05 keV bzw. 0.18 keV (Abb. II-33). Ein weiterer Hinweis, dass es sich im NW-Halo um ein Plasma im Nicht-Ionisations-Gleichgewicht handelt, ergibt sich aus der Variation des ROSAT-Band-Verhältnisses R4/R5 entlang der kleinen Halbachse (Abb. II-34). Es zeigt sich sowohl in den Daten als auch in dem Modell, dass es in einem Abstand von ca. 1.5 kpc senkrecht zur Scheibe ein ausgeprägtes Maximum gibt. Daraus lässt sich schließen, dass es keinen isothermen Halo gibt, sondern dass eine "Temperaturschichtung" existiert, die auf ein Plasma im Nicht-Gleichgewicht hindeutet.

 

Starburst galaxies are characterized by a predominantly locally enhanced star formation rate. ROSAT PSPC observations have shown that the nearby edge-on galaxy NGC253 exhibits an X-ray halo that extends to about 9 kpc perpendicular to the galactic disk. We have reanalysed ROSAT PSPC archival data of the halo northwest (NW), by separating this region into overlapping segments parallel to the major axis. These stripes have a thickness of 1.66’ (corresponding to 1.26 kpc). First we have integrated a spectrum over the lower halo region (diameter about 6’) and fitted it subsequently. The result is that a spectrum of a single temperature plasma in collisional ionisation equilibrium (CIE), a so-called RS model, is statistically not acceptable. Only if the metallicity is extremely sub solar, e.g. Z ~ 0.05, can we obtain a satisfactory fit. However, since the hot plasma is rather chemically enriched during a starburst, one would expect Z ³ 1. It turns out that we obtain a very good fit within the spectral resolution limits of the PSPC if we fit TWO RS plasma components with temperatures of 0.07 keV and 0.27 keV, respectively. The physical meaning of such a multi-temperature plasma could be a plasma NOT in CIE. In order to demonstrate this, we have calculated a dynamically and thermally self-consistent model, describing the outflow of hot gas from the starburst into the halo region. If the emission is spatially integrated for the case of an optically thin plasma, then it is folded through the PSPC instrumental response and finally is subjected to the same fit procedures as the observed data. We also obtain a statistically acceptable two component fit with 0.05 keV and 0.18 keV, respectively (Fig. II-33). Further evidence for a plasma not in CIE comes from the variation of the R4/R5 ROSAT band ratios along the minor axis (Fig. II-34). Both the observational data and the model show a conspicuous maximum at a distance of 1.5 kpc perpendicular to the disk. Thus we conclude that there is no isothermal halo, but that there exists a layer of different temperatures, hinting at a plasma not in CIE.

Abb II-34: ROSAT R4/R5-Band-Verhältnis als Funktion des Abstandes senkrecht zur galaktischen Scheibe von NGC 253 (Daten aus dem NW-Halo sind über die Modellsimulation (Histogramm) geplottet).

Fig. II-34: ROSAT R4/R5 band ratios as a function of distance perpendicular to the galactic plane of NGC 253 (data of Halo NW are plotted over the model simulations (histogram)).

Abb II-35: XMM-Newton EPIC Bild der NGC 253 Scheiben- und Kernregion. Rot, grün und blau zeigen das 0.2-0.5 kev, 0.5-0.9 keV und 0.9-2.0 keV Bänder, das 2-10 keV Band ist in schwarz/weiß Konturen überlagert. Die Einlage links unten zeigt eine 2x Vergrößerung der Kernregion. Quadrate zeigen Positionen von ROSAT Quellen und sind wie der neu entdeckte Transient (T) markier. Die Ellipse gibt die optische Ausdehnung von NGC 253 an.

Fig. II-35: XMM-Newton EPIC image of the NGC 253 disk and nuclear regions. Red, green and blue show respectively the 0.2-0.5 keV, 0.5-0.9 keV and 0.9-2.0 keV bands, while the 2-10 keV emission is shown superimposed as black/white contours. Shown in detail to the lower left is a factor two magnification of the nuclear region. Squares indicate the position of ROSAT-detected sources, and source identifications (including the newly discovered transient, T) are marked. The ellipse marks the optical extent of NGC 253.


Durch die große Beobachtungseffizienz von XMM-Newton konnten wir gleichzeitig räumlich und zeitlich veränderliche Eigenschaften der ausgedehnten und punktförmigen Strahlungskomponenten der Starburst Galaxie NGC 253 untersuchen. Die Strahlung aus dem Kern kann durch drei Plasmen unterschiedlicher Temperatur (~0.6, 0.9, und 6 keV) beschrieben werden, wobei heißere Komponenten stärker absorbiert sind. Die heißeste Komponente stammt höchst wahrscheinlich vom Starburst Kern. Nimmt man an, dass Typ IIa Supernova-Überreste hauptsächlich für die Strahlung oberhalb 4 keV verantwortlich sind, kann man aus der entdeckten 6.7 keV Linie die Supernova Rate im Starburst Kern zu 0.2 yr-1 abschätzen.

 

The high XMM-Newton throughput allows a simultaneous investigation of the spatial, spectral and variability properties of the extended and point source emission components of the starburst galaxy, NGC 253. We have modelled the nuclear emission with three plasmas (~0.6, 0.9, and 6 keV) - the higher temperature emission being more highly absorbed. The high temperature component most likely originates from the starburst nucleus. Assuming that type IIa supernova remnants are mostly responsible for the emission above 4 keV, the detection of the 6.7 keV line gives an estimate of an supernova rate of 0.2 yr-1 within the nuclear starburst.

 

Die Verbindung der abbildenden Eigenschaften der EPIC Kameras und der besseren Energieauflösung des RGS Gitterspektrographen wirft neues Licht auf die Strahlung der "Plume" Region, wo der vom Starburst ausgehende Galaxienwind mit dem interstellaren Medium der Galaxienscheibe wechselwirkt. Die Randaufhellung des Plume (Abb. II-35) dokumentiert sich hauptsächlich in den höher ionisierten Emissionslinien (O VII, Fe XVIII, siehe Abb. II-36), während die Struktur <0.5 keV homogener ist. Das deutet darauf hin, dass die Strahlung von einem mehr homogen mit Materie geladenen Komponente stammt, die durch den Starburst Wind geschockt wird.

 

The combination of the imaging capabilities of the EPIC cameras and the energy resolution of the RGS grating spectrometer sheds new light on the emission of the plume region believed to represent the interaction of the starburst wind with the interstellar medium of the galaxy disk. The limb brightening of the plume (Fig. II-35) is mainly seen in higher ionisation emission lines (O VIII, Fe XVIII, see Fig. II-36), while below 0.5 keV it appears to have a more homogeneous structure. This suggests that the emission arises from a more uniformly distributed mass-loaded component, which is shocked by the starburst wind.

Barden, Breitschwerdt, Freyberg, Genzel, Lehnert, Mengel, Pietsch, Read, Tacconi, Thatte

Abb. II-36: XMM-Newton Gitter Spektrographen (RGS) Spektrum der hellen Kernregion von NGC253 (Kern und Plume Region). Helle Emissionslinien sind identifiziert.

Fig. II-36: XMM-Newton grating spectrometer (RGS) spectrum of the bright nuclear area of NGC 253 (covering nucleus and plume). Bright emission lines are identified.

3.3 Seyfert-Galaxien 3.3 Seyfert Galaxies

Seyfert 1 und Seyfert 2 Galaxien

Seyfert 1 and Seyfert 2 Galaxies

Um herauszufinden, in welchem Maß - verglichen mit dem AGN - die Kernleuchtkraft von Seyfert-Galaxien durch die Bildung junger Sterne hervorgerufen wird, haben wir Nah-Infrarotdaten für eine kleine Stichprobe dieser Galaxien aufgenommen. Diese H- und K-Banddaten, aufgenommen mit dem feldabbildenden Spektrographen 3D des MPE, umfassen 31 LINER und Seyferts vom Typ 1 und 2, mit ungefähr gleichmäßiger Verteilung auf die Typen. Nah-Infrarotdaten sind ideal, um heißen Staub vom AGN aufzuspüren. Sie enthalten außerdem eine Fülle von Absorptionslinien von späten Riesen und Überriesen, die charakteristisch für alternde Starbursts sind, und sie sind weniger von Extinktion betroffen. Unsere Analyse der Daten zeigt, dass ungefähr die Hälfte der Kernspektren durch die Sternpopulation und nicht vom AGN dominiert wird. Galaxien vom Typ 1 zeigen mehr heißen Staub, es gibt aber für beide Typen Beispiele mit im Vergleich zum Sternlicht relativ großem bzw. geringem AGN-Beitrag. Ein ähnliches Ergebnis fanden wir für die Gegenwart einer Punktquelle im Kern. Große Äquivalentbreiten (EQW) von Brackett-Gamma (Brg) treten hauptsächlich in Seyfert 1-Galaxien auf, während die meisten Galaxien EQWs haben, die denen von Starburst-Galaxien ähneln. Hinzu kommt, dass sich die Brg-Verteilung nahezu immer von der Verteilung der hochangeregten Emissions-Linien unterscheidet. Beide Ergebnisse deuten darauf hin, dass die Brg-Emission in diesen Systemen zum großen Teil aus Gebieten heftiger Sternentstehung stammt.

 

In order to investigate the extent to which the central luminosity of Seyfert galaxies is produced by recent star formation (SF) versus the active nucleus (AGN), we have obtained NIR data from a small sample of Seyferts. These H- and K-band integral field spectroscopic measurements, made with the MPE 3D instrument, are of 31 LINERs and type 1 and 2 Seyfert galaxies, with roughly equal numbers of types 1 and 2. These spectroscopic bands are sensitive to hot dust (AGN) emission, include a wealth of stellar absorption lines characteristic of late-type giant and supergiant stars (SF tracers), and suffer little from extinction. An analysis of these data shows that about half of the nuclear spectra are dominated by the stellar population rather than the AGN. AGN-dominance is a function of type, with Seyfert 1's preferentially showing more hot dust emission. However, both types have examples with very high and very low AGN luminosity contributions relative to the stellar light. Similar results have been found for the presence of a nuclear point source. Large Brackett-gamma equivalent widths (EW) are found predominantly in Seyfert 1s, while most of the galaxies have EW values similar to those found in starburst galaxies. In addition, the Brackett-gamma morphology is almost always anti-correlated with that of the AGN-produced high ionization emission line distributions. Both of these facts suggest that a significant fraction of the Brackett-gamma emission arises from enhanced nuclear SF in these systems.

 

Abb. II-37: a) NGC1068 im mittleren Infrarotbereich von 7.3 bis 8.3 μm. Die Konturen repräsentieren 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128 und 256 mJy arcsec-2. Zu beachten sind das kräftige Kontinuum des unaufgelösten Kerns, sowie der Störeffekt (unechtes Signal) im südlichen Bereich. b) ISOCAM-Bild (Konturen) der zirkumnuklearen Sternentstehungsgebiete, erhalten aus einem Raster von Aufnahmen der UIB-Bänder bei 7.7 μm. Die Konturstufen sind 0.75, 1, 1.25, 1.75, 2, 2.25, 2.50, 2.75, 3 und 3.25 mJy arcsec-2. Diesen Konturen ist ein Bild unterlegt, das im Licht der 12CO (1-0)-Linie aufgenommen wurde und das molekulare Gas repräsentiert. Das CO-Bild wurde mit der räumlichen Auflösung von ISOCAM (~5") gefaltet. Die Halbwertsbreite (FWHM) der Punkt-Abbildungsfunktion (d.h. das Bild einer Punktquelle) ist jeweils rechts unten zu sehen.

Fig II-37: a) A Mid-Infrared image of NGC1068 covering the wavelength range of 7.3-8.3 mm. The contour levels are 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128 and 256 mJy arcsec-2. Note the strength of the continuum emission of the unresolved nucleus, and the ghost effect, which can be seen to the south. b) ISOCAM contours of the circum-nuclear star-forming regions, obtained by mapping the UIB feature at 7.7 mm. The contour levels are 0.75, 1, 1.25, 1.5, 1.75, 2, 2.25, 2.50, 2.75, 3 and 3.25 mJy arcsec-2. The contours are superposed on an image of the molecular gas traced by the 12CO(1-0) emission line convolved to the ISOCAM spatial resolution of ~5". The full-width at half-maximum of the PSF is shown in the bottom right-hand corner of each plot.

Wir haben den Seyfert 2 Prototyp NGC1068 mit ISOCAM im mittleren Infrarot (MIR, 5-16 μm) beobachtet. Dies sind Spectro-Imaging-Daten (also simultane Spektren eines ausgedehnten Gebietes) mit niedriger räumlicher Auflösung (~5"), welche uns aber dennoch erlaubt, die Emission der zirkumnuklearen Starburstregionen von derjenigen des AGNs zu unterscheiden (Abb. II-37). Die MIR-Emission von NGC1068 wird von einer unaufgelösten Punktquelle dominiert (~75% der Gesamtstrahlung), und stammt wahrscheinlich von heißem Staub, der vom Strahlungsfeld des AGNs aufgeheizt wird. Das MIR-Spektrum des AGNs ist gekennzeichnet durch ein kräftiges Kontinuum und durch einen Mangel an (detektierbaren) Unidentifizierten Infrarotbändern (UIBs). Jüngste MIR-Aufnahmen hoher räumlicher Auflösung lassen vermuten, dass die intensive und harte Strahlung des AGNs in der Lage ist, die Teilchen, welche die UIBs verursachen, aufzuheizen und zu zerstören, und zwar nicht nur im inneren Torus, sondern auch in der Narrow-Line-Region. Im Gegensatz dazu stammen die kräftigen UIBs bei 7,7 μm, die in der räumlichen Verteilung zu erkennen sind, fast ausschließlich aus der galaktischen Scheibe, mit einem Maximum an den Enden des Balkens aus Sternen und Gas, etwa 1 kpc vom AGN entfernt (Abb. II-37). Da UIB-Emission ein Zeichen für junge, massereiche Sterne ist, kann sie als ausgezeichneter Indikator angesehen werden für Sternentstehung, unabhängig von der beherrschenden Strahlung des AGNs, selbst in Gebieten relativ nahe eines starken AGNs.

 

We have observed the prototypical Seyfert 2 galaxy NGC1068 in the mid-Infrared (5-16 mm) with ISOCAM in low-resolution spectro-imaging mode. The spatial resolution (~5") allows us to disentangle the circum-nuclear starburst regions from the emission of the AGN (Fig. II-37). The MIR emission of NGC1068 is dominated (~75% of the total) by an unresolved point source. It probably arises from hot dust heated by the radiation field of the AGN. The MIR spectrum of the AGN is characterized by a strong continuum and by a lack of detected Unidentified Infrared Bands (UIBs). Recent MIR high-resolution imaging suggests that the intense and hard radiation from the AGN is probably able to heat the dust and destroy the carriers of UIBs not only in the inner torus but also in the narrow line region. On the contrary, the spatial distribution of the most intense UIB at 7.7 mm originates almost exclusively from the starburst regions in the galactic disk with an emission peaking at the extremity of the stellar/gaseous bar at a distance of 1 kpc from the AGN (Fig. II-37). Since the UIB emission traces the young massive stars, it can thus be considered as a very good indicator of star formation activity unrelated to the dominant AGN emission even relatively close to a powerful AGN.

 

In Zusammenarbeit mit J. Kaastra und Kollegen wurde das erste hochaufgelöste Röntgenspektrum einer aktiven Galaxie, aufgenommen mit dem "LETG" Spektrometer des Röntgensatelliten Chandra, ausgewertet. Zahlreiche Absorptionslinien von dem warmen Absorber dieser Galaxie, mit hochionisierter Materie im Kernbereich, konnten zum ersten Mal nachgewiesen werden und erlaubten eine detaillierte Untersuchung der physikalischen Eigenschaften des ionisierten Absorbers und dessen Geschwindigkeitsfeldes.

 

In collaboration with J. Kaastra the first high-resolution spectrum of an active galaxy, obtained with the LETG spectrometer aboard the Chandra X-ray observatory, was analysed. Absorption lines originating from the ionised absorber of this galaxy have been detected for the first time. These allowed us to carry out a detailed analysis of the physical properties and velocity field of the warm absorber.

Eine Anzahl von 73.197 Galaxien des PGC (Catalogue of Prinicipal Galaxies) Katalogs wurde mit den 18.811 hellsten Röntgenquellen der ROSAT Himmelsdurchmusterung korreliert. Ziel der Untersuchung war die Röntgenemission von normalen Galaxien statistisch zu erfassen. In 904 Fällen wurden innerhalb eines Suchradiuses von 100 Bogensekunden um die Position einer Röntgenquelle ein oder mehrere Objekte im Optischen gefunden. Basierend auf optischen Aufnahmen, denen die Röntgenkontourlinien überlagert wurden, sowie optischen Nachfolgebeobachtungen, wurde eine Anzahl von 551 Galaxien des PGC Katalogs ermittelt, die mit hoher Wahrscheinlichkeit in der ROSAT Himmelsdurchmusterung nachgewiesen wurden. Die Mehrzahl diese Objekte (348 von 551) sind im Optischen als aktive Galaxien klassifiziert und zeigen Röntgenleuchtkräfte zwischen 1042 und 1045 erg s-1. 203 Galaxien, die im Optischen als normale, nicht-aktive Galaxien klassifiziert sind, weisen Röntgenleuchtkräfte über 1042 erg s-1 auf. Röntgenleuchtkräfte, die diesen Wert übersteigen, sind charakteristisch für aktive Galaxien. Deshalb gehören diese 203 Galaxien vermutlich ebenfalls zur Klasse der aktiven Galaxien. Damit verbleien 36 Galaxien mit Röntgenleuchkräften <1042 erg s-1 und 58 Objekte, für die keine Rotverschiebung bekannt ist. Optische Nachfolgebeobachtungen für diese 58 Objekte sind für die Klassifikation und weitere Analysen erforderlich.

 

In a search for X-ray emission of normal galaxies in the ROSAT All-Sky Survey (RASS) we correlated the 18,811 RASS sources with the 73,197 galaxies from the Catalogue of Principal Galaxies (PGC), with its galaxy parameters updated by the NASA/IPAC Extragalactic Database (NED). In 904 cases we detected within a search radius of 100" around each X-ray source one or more candidates as optical counterparts. A visual screening on optical images overlaid with the observed X-ray contours and optical follow up observations of some of the galaxy candidates left finally a sample of 551 optical/X-ray correlations that we regard as sufficiently reliable. The vast majority (348 out of 551) of these X-ray emitting galaxies show pronounced activity in the optical band (Seyferts, QSOs, Blazars, Liners, etc) and exhibit typical X-ray luminosities between 1042 and 1045 erg s-1. In our search for normal galaxies we can also exclude from the 203 galaxies, all the objects with luminosities exceeding 1042 erg s-1, a value usually assumed as the maximum luminosity for normal galaxies. That leaves 36 candidate galaxies with luminosities <1042 erg s-1 and 58 objects with no distance information, for which there is no demonstrated major activity. Further optical follow up observations on this remaining sample, comprising about 0.5% of the RASS/BSC sources, are required to clarify their true level of activity.

 

Narrow-Line Seyfert 1 Galaxien

Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies

Narrow-line Seyfert 1 (NLS1) Galaxien sind eine spezielle Klasse von AGN, die durch ihre optischen Linien-Eigenschaften charakterisiert sind: Hb FWHM ist kleiner als 2000 km s-1, das OIII-Hb Verhältnis ist < 3 und das Spektrum vom UV bis ins visuelle ist reich an hoch ionisierten Linien und starken FeII Emissions-Multiplets. Studien im harten Röntgen-Bereich ergaben, dass NLS1 Galaxien weniger als 10% der Seyfert Population ausmachen, allerdings zeigten die ROSAT Beobachtungen, dass bei weichen Röntgenenergien etwa die Hälfte aller AGN NLS1 Galaxien sind. ROSAT Untersuchungen erbrachten den Nachweis von extremen spektral und zeitliche Eigenschaften in NLS1 Galaxien und haben unser Verständnis der physikalischen Bedingungen in den Kernregionen von aktiven Galaxien entscheidend vorangetrieben. Die ersten Messungen mit dem Röntgensatelliten XMM-Newton führten bereits zu weiteren, neuartigen Beobachtungsbefunden, die die astrophysikalische Forschung weiter vorantreiben werden.

 

Narrow-line Seyfert 1 galaxies (NLS1s) are a peculiar group of AGN characterized by their optical line properties: Hb FWHM does not exceed 2000 km s-1, the [OIII]l5007 to Hb ratio is < 3, and the UV-visual spectrum is usually rich in high-ionisation lines and strong FeII emission multiplets. In hard X-ray studies NLS1 galaxies comprise less than 10% of Seyfert galaxies. However, from the ROSAT All-Sky Survey about half of the AGN in soft X-ray selected samples are NLS1 galaxies. ROSAT observations of NLS1s have revealed extreme spectral and timing properties in NLS1s. The extreme X-ray properties have greatly advanced our understanding of the physical conditions operating the cores of active nuclei. The first XMM-Newton observations of NLS1s obtained during the performance and verification phase have already resulted in new and unexpected observational results, which will further stimulate the research in the rapidly growing and expanding field of Narrow-Line Seyfert 1 research.

Abb. II-38: XMM-Newton EPIC pn Lichtkurve der schmallinigen Seyfert 1 Galaxie Mrk 766 im 0.2-2 keV Energieband. Ein starkes periodischen Signa mit etwa 4200 Sekunden wird nachgewiesen. Das periodische Signal ist einer Intensitätserhöhung auf einer längeren Zeitskala überlagert.

Fig. II-38: XMM-Newton EPIC pn light curve of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy Mrk 766 in the 0.2-2 keV energy band. The most striking feature is the presence of a periodic signal with about 4200 seconds. The periodic signal is superimposed on a longer-term count rate increase.

Abb. II-39: Temperatur des Planck´schen Strahlungsgesetzes als Funktion der Leuchtkraft für 4 verschiedene Zeitintervalle der Röntgenlichtkurve von Mrk 766 (Abb. II-38). Die Temperatur skaliert mit der Leuchtkraft entsprechend dem Planck´schen Strahlungsgesetz. Daraus folgt, dass die strahlende Fläche während der Intensitätserhöhung konstant bleibt.

Fig. II-39: Black body temperature versus the bolometric black body luminosity for 4 different time intervals selected from the light curve shown in Fig. II-38. The temperature increases with the source luminosity according to a black body emission law, consistent with a radiating surface remaining constant during the variations.

Die große Sammelfläche und die lange Umlaufzeit von XMM-Newton erlauben präzise Untersuchungen der Röntgenvariabilität von aktiven Galaxien. Als Beispiel dafür sind die XMM-Newton Beobachtungen der röntgenhellen, schmallinigen Seyfert 1 Galaxie Mrk 766 zu nennen. Der Röntgenemission von Mrk 766 zeigt überraschenderweise periodische Oszillationen mit einer Periode von 4200 Sekunden (Abb. II-38). Das periodische Signal wird mit allen 3 Detektoren von XMM-Newton (EPIC pn, EPIC MOS und RGS) nachgewiesen. Während der Röntgenoszillationen wurde keine signifikante spektrale Variabilität nachgewiesen. Dies schließt vermutlich Modelle aus, in denen periodische Intensitätsänderungen durch den Umlauf von röntgenhellen Gebieten in der Akkretionsscheibe um das Schwarze Loch hervorgerufen werden. Eine mögliche Erklärung für die Röntgenperiodizität ist eine präzidierende Akkretionsscheibe. In diesem Fall sind keine spektralen Änderungen zu erwarten und die Intensitätsänderung ist durch einen geometrischen Effekt erklärbar. Instabilitäten in der Akkretionsscheibe stellen eine weitere, mögliche Erklärung dar. Die periodischen Oszillationen sind einer Intensitätsänderung auf einer längeren Zeitskala überlagert. Die Intensität steigt innerhalb von 29.000 Sekunden um einen Faktor 1.3 an. Dabei wurde eine Korrelation zwischen der Leuchtkraft Lbb im 0.2-2 keV Energieband und der Temperatur T des emittierenden Gebietes nachgewiesen, die dem Planck´schen Strahlungsgesetz Lbb ~ T4 (Abb. II-39) folgt. Daraus folgt, dass die strahlende Fläche während der Langzeit-Intensitätsänderung konstant bleibt.

 

The high throughput and long orbit period of XMM-Newton have allowed us to constrain the X-ray variability of active galactic nuclei far better than has yet been possible. We observed the ultra-soft NLS1 galaxy Mrk 766 because of its extreme X-ray brightness. Most interestingly, a strong periodic signal with 4200 seconds (Fig. II-38) was detected in the light curve of Mrk 766. The strong periodic signal is detected in all three XMM-Newton detectors, EPIC pn, EPIC MOS and RGS. The spectral fitting results show that the black body temperature remains constant during the X-ray oscillations. This observational fact tends to rule out models in which the intensity changes are due to hot spots orbiting the central black hole. An interesting possibility is that precession of the inner parts of the accretion disk is causing the X-ray oscillations. Since precession is a geometrical effect it does not lead to spectral changes, consistent with the observations. Instabilities in the inner accretion disk may provide another explanation for the periodic signal. The periodic oscillations are superimposed on a long-term count rate increase by a factor of 1.3 over the 29,000 second observations. This long-term count rate increase is characterized by a correlation between flux and temperature of the soft component. The correlation between the bolometric luminosity and the spectral temperature is close to the Lbb ~ T4 law (Fig. II-39), consistent with a radiating surface remaining constant during the variations.

 

Die röntgen-hellste NLS1 Galaxie ist Ark 564, die mit ASCA im Juni 2000 insgesamt 35 Tage lang beobachtet wurde. Wir haben Ark 564 zwischen dem 6. Juni und dem 24. Juni vom Skinakas Observatorium aus jede Nacht beobachtet. Die Lichtkurven in den B, V, R und I- Spektralbändern zeigen Nacht - zu - Nacht Variationen von Dm±0.1 mag. Der Vergleich mit den Röntgen-Lichtkurven von der ASCA Langzeit-Beobachtung zeigt, dass die Variationen im Röntgenbereich viel ausgeprägter sind als im Optischen. Eine Kreuz-Korrelations Analyse ergibt eine Zeitverschiebung von t » 0.8 Tagen zwischen dem Röntgenbereich und dem optischen Licht, allerdings mit geringer statistischer Signifikanz. Diese Ergebnisse implizieren starke Einschränkungen für theoretische Modelle über die Re-Prozessierung der primären Röntgenstrahlung durch die Akkretionsscheibe.

 

The X-ray brightest NLS1 galaxy is Ark 564, which was observed with ASCA for 35 days in June 2000. We monitored Ark 564 in the optical between June 04, 2000 and June 24, 2000 from Skinakas Observatory. The light curves obtained in B, V, R and I bands show night-to-night variations of approximately Dm±0.1 mag. Comparison with the X-ray data from the simultaneous ASCA long-look observation shows that the variations in X-rays are much more pronounced than in the optical band. A cross correlation analysis yields a time lag of t » 0.8 days between the X-rays and optical light, however with low statistical significance. The results put strong constraints on models involving the reprocessing of the primary X-rays by the accretion disc.

 

Die Röntgenspektren und die Zeitvariabilität ausgewählter Narrow-Line Seyfert 1 Galaxien wurden untersucht. Die Objekte zeigen sehr unterschiedliches Zeitverhalten. Während Mrk 1298 wiederholte, schnelle Variabiltät um einen Faktor 2 auf Zeitskalen von ca. 800 Sekunden aufweist, ist die Röntgenemission von QSO 0117-2837 über den Beobachtungszeitraum konstant. Alle existierenden ROSAT-Beobachtungen von NGC 4051 wurden kombiniert, um das Langzeitverhalten der Variabilität der Leuchtkraft und der Eigenschaften des warmen Absorbers zu untersuchen. Dabei stellte sich heraus, dass die Zählrate um einen Faktor 30 variiert, während die physikalischen Parameter des warmen Absorbers nahezu unverändert bleiben. Dies legt Nicht-Gleichgewichtseffekte im ionisierten Material nahe. Das Röntgenspektrum des "narrow-line" Quasars PG1404+226 zeigt eine interessante Besonderheit: eine Absorptionssignatur bei 1 keV. Modellrechnungen zeigen, dass diese Struktur durch erhöhte Neon- oder Eisenhäufigkeiten erklärt werden kann. Eine Analyse des UV-Spektrum des Quasars zeigt weiterhin, dass UV- und Röntgenabsorber ein und dieselbe Komponente darstellen, falls Stickstoff überhäufig ist.

 

We analysed X-ray spectra and temporal variability of selected Narrow-line Seyfert 1 galaxies (NLS1s). Whereas Mrk 1298 shows repeated rapid variability by a factor 2 on the time scale of ~800 sec, the X-ray emission of QSO 0117-2837, which is characterized by one of the steepest soft X-ray spectra observed so far, is constant throughout the observing interval. All existing ROSAT observations of NGC 4051 were combined in order to study the long-term variability of intrinsic luminosity and warm absorber. Whereas the count rate varies by a factor ~30 the physical properties of the warm absorber remain nearly constant. This suggests that non-equilibrium effects affect the ionisation state of the absorber. The X-ray spectrum of the narrow-line quasar PG1404+226 shows an interesting peculiarity: an absorption signature at ~1.1 keV. Model calculations show that a possible explanation for this is increased iron or neon abundance. An analysis of the HST-UV spectrum of the quasar further reveals that UV and X-ray absorber represent one and the same component if overabundant nitrogen is assumed.

Basierend auf Photoionisationsrechnungen wurden die ungewöhnlichen optischen Emissionslinien-Verhältnisse der NLS1 Galaxien untersucht. Es zeigt sich, dass diese am besten durch geringere Gesamtemissivität der NLR erklärt werden können; hervorgerufen durch Gasmangel in der NLR oder die Dominanz von materie-gebundenen Gaswolken.

 

Based on photoionisation calculations, we investigated the unusual optical emission-line ratios of NLS1 galaxies. We find that the line-ratios are best explained by a low total emissivity of the narrow-line region (NLR), caused by a deficiency of material or the dominance of matter-bounded clouds.

Eine für das Verständnis der NLS1 Galaxien wichtige Frage ist, in wieweit ihre Eigenschaften von der Orientierung unserer Sichtlinie abhängen. In diesem Zusammenhang ist die Existenz von Radio-Emission und die damit zusammenhängende Orientierung eines relativistischen Jets von großer Bedeutung. PKS 0558-504 ist eine der wenigen bisher bekannten radio-lauten NLS1 Galaxien. Im Röntgenbereich ist sie durch ein steiles Spektrum, hohe Leuchtkraft und starke Variabilität gekennzeichnet. Wir studierten das Zeitverhalten von PKS 0558-504 mit ROSAT und XMM. Aus der ROSAT Himmelsdurchmusterung und Beobachtungen mit dem HRI finden wir starke und andauernde Variabilität auf kurzen und mittleren Zeitskalen. Die Amplituden der extremsten Variationen erfordern eine Strahlungseffizienz, die die theoretische Grenze eines Schwarzschild - Schwarzen Loches übersteigt und damit ein rotierendes Schwarzes Loch oder relativistische Doppler-Effekte erforderlich macht. Die räumliche Analyse der Daten schließt das Vorhandensein einer zweiten, kontaminierenden Quelle in der Nähe des Objekts aus. Die XMM-Newton Beobachtungen zeigen, dass die Langzeit – Lichtkurve durch stetige Variabilität gekennzeichnet ist, mit der Tendenz, dass das Spektrum mit ansteigender Zählrate härter wird. Auf langen Zeitskalen wird zudem eine starke Korrelation zwischen dem Gesamtfluss und der Variabilität im harten Band gefunden. Auf kürzeren Zeitskalen fanden wir Fluss – Modulationen mit Zeitskalen von ca. 2 Stunden in allen Einzelbeobachtungen. Die kurzzeitigen spektralen Variationen sind recht komplex, zeigen aber klare Strukturen in einem Spektral-Fluss-Variationen Phasenraum.

 

An important question for the understanding of NLS1 galaxies is how their properties depend on the orientation of the sources with respect to the line-of-sight. In this respect the presence of radio emission and the associated relativistic jet in radio-loud NLS1 galaxies is crucial since it provides an independent handle on the orientation issue. PKS 0558-504 is one of the few radio-loud NLS1 galaxies detected so far. In X-rays it is characterized by a steep spectrum, high luminosity and strong variability. We studied the temporal properties of PKS 0558-504 with observations from ROSAT and XMM-Newton. From ROSAT High Resolution Imager (HRI) observations and the survey data we find strong and persistent X-ray variability on both short and medium time-scales. The most extreme amplitude variations require a radiative efficiency exceeding the theoretical maximum for a Schwarzschild black hole, suggesting the presence of a rotating black hole or the influence of relativistic beaming effects. The spatial analysis rules out the possibility that the high luminosity and the strong variability are related to an unrelated nearby source. From the XMM-Newton observations, we found that the long-term light curve is characterized by persistent variability with a clear tendency for the X-ray continuum to harden when the count rate increases. Another strong correlation on long time scales was found between the variability in the hard band and the total flux. On shorter time scales we discovered the presence of smooth modulations, with characteristic time of about 2 hours seen in each individual observation. The short-term spectral variability is rather complex but can be described by a well-defined pattern in the hardness ratio-count rate plane.

 

Wir haben die Röntgenvariabilität eines kompletten Samples mit 113 Aktiven Galaktischen Kernen (AGN), welche vom ROSAT Bright Source Catalogue abgeleitet worden sind, durch Vergleich der ROSAT Himmelsdurchmusterungsdaten mit punktierten ROSAT Beobachtungen untersucht. Während die meisten Quellen typisch mit Faktoren von 2 bis 3 variieren, erscheinen 3 Quellen als Röntgentransiente (IC 3599, WPVS007, RX J1624.9+7554) und eine Quelle als röntgentransienter Kandidat (RX J2217.9-5941). Die letztere Quelle ist eine sowohl auf kurzen wie auch auf langen Zeitskalen hochröntgenvariable Narrow-Line Seyfert 1 Galaxie. Sie ist eine der leuchtkräftigsten AGN mit einem der steilsten Röntgenspektren aus unserem gesamten kompletten AGN Sample. Die wahre Natur dieses Objektes ist bislang unklar und es bedarf daher weiterer Beobachtungen.

 

We have studied the X-ray variability of a complete sample of 113 Active Galactic Nuclei (AGN) derived from the ROSAT Bright Source Catalogue by comparing ROSAT All-Sky Survey (RASS) data with ROSAT pointed observations. While most sources typically vary by factors of 2-3, three sources appear to be X-ray transient (IC 3599, WPVS007, RXJ1624+74) and one source is an X-ray transient candidate (RXJ2217-59). The latter source is a highly X-ray variable Narrow-Line Seyfert 1 galaxy on short as well as on long timescales. It is one of the most luminous AGN with one of the steepest X-ray spectra among all objects of the complete AGN sample. Its real nature is unclear and deserves further observations.

Boller, Brinkmann, Grupe, Komossa, Lehnert, Pietsch, Sosa-Brito, Tacconi-Garman, Trümper, Zimmermann

3.4 Merkmale und Entwicklung von Kernen hoher Leuchtkraft und Mergern 3.4 Characteristics and Evolution of High Luminosity Nuclei and Mergers

Ultraleuchtkräftige IRAS-Galaxien und Merger

Ultra-luminous IRAS Galaxies and Mergers

Neuere Beobachtungen im Fern-Infraroten/Sub-millimeter-Bereich deuten darauf hin, dass sehr leuchtkräftige, staubreiche Starburst-Galaxien wesentlich zur kosmischen Sternentstehungsrate bei z ³ 1 beitragen. Bei diesen staubreichen Starbursts könnte es sich um elliptische Galaxien bzw. die zentralen Verdickungen von Spiralgalaxien (sogenannte bulges) in der Entstehung handeln. (Ultra-)leuchtkräftige Infrarot-Galaxien ((U)LIRGs) stellen wahrscheinlich die lokalen Gegenstücke der Galaxienpopulation bei hoher Rotverschiebung dar. ULIRGs erweisen sich ausnahmslos als Merger (d.h. Produkte der Verschmelzung) von gasreichen Scheibengalaxien. Eine zentrale Frage ist daher, ob sich ULIRG-Merger zu elliptischen Galaxien entwickeln. Wenn wir das letztendliche Schicksal von ULIRGs verstehen, sollten wir somit auch etwas über die Entstehung von elliptischen Galaxien lernen. Um das Szenario,
ULIRGs seien elliptische Galaxien in der Entstehung, zu testen, haben wir im vergangenen Jahr ein Programm durchgeführt, in dem wir Nahinfrarot-Spektren hoher Auflösung von 12 ULIRG-Mergern aufgenommen haben, die sich zumeist im Endstadium ihrer Verschmelzung befinden. Durch die hohe Auflösung unserer neuen Keck- und VLT-Daten (~0.5") können wir die kinematischen Verhältnisse in diesen Galaxien sehr detailliert studieren. Die Kombination von Teleskopen der 10m-Klasse, ihren exzellenten Spektrographen ISAAC und NIRSPEC und einem Seeing von unter einer Bogensekunde, hat es zum ersten mal ermöglicht, Spektren mit genügend hoher Qualität von diesen relativ weit entfernten (z~0.1) und lichtschwachen Mergern zu erhalten (Abb. II-40).

 

Recent observations in the far-infrared/submillimeter wavelength region suggest that very luminous dusty starbursts contribute significantly to the cosmic star formation rate at z ≥ 1. These dusty starbursts may be large bulges/ellipticals in formation. (Ultra-) luminous infrared galaxies ((U)LIRGs) are probably the local analogues of the high-z population. Invariably ULIRGs turn out to be mergers of gas rich disk galaxies. A key question, therefore, is whether ULIRG mergers evolve into elliptical galaxies. Understanding the eventual fate of ULIRGs may thus also address the origin of elliptical galaxies. To test the elliptical-in-formation scenario we have carried out a program of high-resolution, near-IR spectroscopy of 12 ULIRG mergers during the past year. Due to the ~0.5" resolution of the VLT and Keck data we have been able to derive stellar and gas kinematics of these galaxies, most of which are compact systems in the last stages of the merger evolution. The combination of 10m-class telescopes, the excellent facility class spectrometers ISAAC and NIRSPEC, and sub-arc second seeing have made it possible, for the first time, to obtain the necessary high quality spectra of the fairly distant (z~0.1) and faint mergers (Fig. II-40).

 

Wir fanden heraus, dass der dynamische Zustand der Sterne in diesen ULIRGs weitgehend relaxiert ist. Sie besitzen in der Tat die gleiche Reff-σ-Projektion des fundamentalen Parameterraums (fundamental plane) wie Galaxien, deren Dynamik durch Druck dominiert wird (elliptische Galaxien, Abb. II-40). Daneben zeigen die Sterne aber auch eine nennenswerte Rotationsbewegung. Gas und Sterne sind weitgehend entkoppelt. Die Verteilung der Geschwindigkeitsdispersionen und effektiven Radien, sowie das Verhältnis der Rotationsgeschwindigkeit zur Dispersion in unserem ULIRG-Ensemble erinnern sehr stark an elliptische/linsenförmige Galaxien mittlerer Masse (~L*), von denen die meisten scheibenförmige Isophoten und erhebliche Rotation besitzen. ULIRGs unterscheiden sich deutlich von massereichen, elliptischen Riesengalaxien mit kastenförmigen Isophoten, großen Kernen und wenig oder gar keiner Rotation. Unsere Resultate sind in guter Übereinstimmung mit neueren anderen Arbeiten, die andeuten, dass scheibenartige elliptische Galaxien durch das dissipative Verschmelzen gasreicher Scheibengalaxien entstehen können, während die kastenförmigen (boxy) elliptischen Riesengalaxien mit großen Kernen eine andere Entstehungsgeschichte haben müssen.

 

We find that the ULIRG mergers indeed fall on the Reff-s projection of the fundamental plane of hot galaxies (Fig. II-40). Their stellar dynamics is largely relaxed. Pressure dominates but significant stellar rotation exists for most of the sample. Gas and stellar dynamics are largely decoupled. The distribution of velocity dispersions and effective radii and the ratio of rotation velocity to dispersion in the ULIRG sample closely resemble those of intermediate mass (~L*) elliptical/lenticular galaxies most of which have "disky" isophotal shapes and significant rotation. ULIRGs are very different from massive, giant elliptical galaxies with boxy isophotal shapes, large cores and little or no rotation. Our results are in good agreement with recent other work indicating that disky ellipticals can form through dissipative mergers of gas rich disk galaxies while the box-shaped giant ellipticals with large cores must have a different formation history.

 

In einer vorangegangenen Studie eines großen Ensembles von ULIRGs im mittleren Infrarot mit ISO konnten wir zeigen, dass 70 bis 80% aller ULIRGs ihre Energie vornehmlich aus stark vermehrter Sternentstehung beziehen. Um nach Korrelationen zwischen den Merkmalen der ULIRG-Spektren im nahen und im mittleren Infrarot zu suchen, haben wir ULIRGs mit H- und K-Band-Spektren geringer Auflösung untersucht. Als AGN-Indikatoren haben wir dabei entweder breite Wasserstoff-Rekombinationslinien verwendet, oder/und die hochangeregte Linie von [Si VI] (Ionisationspotential von 167 eV). In keinem der untersuchten ULIRGs haben wir breite Geschwindigkeitskomponenten von Wasserstoff-Rekombinationslinien (z.B. Paα oder Paß) gefunden. Keiner der ULIRGs, die aufgrund ihrer MIR-Spektren als hauptsächlich von Starbursts angetrieben eingestuft wurden, zeigt irgendein Anzeichen eines (hinter Staub) verborgenen AGNs im nahen Infrarot. Im Allgemeinen stützen unsere Beobachtungen im nahen Infrarot die Vorstellung, dass ULIRGs ihre Energie hauptsächlich aus ihrer vehementen Sternbildung beziehen.

 

In a previous investigation of a large sample of ULIRGs in the mid-infrared by ISO it was established that 70-80% of ULIRGs are dominated by starburst activity. To look for a correlation between the characteristics of the mid-infrared and near-infrared spectra in ULIRGs, we carried out a low-resolution spectroscopic study of ULIRGs in the H- and K-bands. As AGN indicators we used either the detection of broad hydrogen recombination lines, and/or the high ionisation line [SiVI] (ionisation potential of 167 eV). Broad velocity components of the hydrogen recombination lines (e.g., Paa or Pab) were not detected in any of the observed ULIRGs. None of the ULIRGs classified by their mid-infrared spectra as being powered by a starburst show any evidence in the near-IR for having an obscured AGN. Generally, our observations in the near-IR support the idea that the dominant energy source in ULIRGs is starburst activity.

 

Abb. II-40: Ergebnisse der Nahinfrarot-Spektroskopie mit Keck und VLT von ultraleuchtkräftigen verschmelzenden Galaxien. Die äußeren Felder zeigen die Spektren einiger der Quellen (durchgezogene Linien), zusammen mit einem angepassten, verbreiterten Sternspektrum (M0I-Stern) als Vergleich. In der Mitte ist die Reff-σ-Projektion (fundamental plane) dargestellt.

Fig. II-40: Results from near-IR spectroscopy with VLT and Keck of ultra luminous merging galaxies. The outer panels show the spectra of some of the sources (solid line) with overlaid fits of a broadened stellar template star (M0I star). The central panel shows the Reff-s projection of the fundamental plane.

In einem weiteren Projekt haben wir Bilder und Spektren von 6 nahen ULIRGs mit bekannter Rotverschiebung aufgenommen, um nach den Hauptkennzeichen von AGNs im nahen Infrarot zu suchen. Ein erfolgversprechender Ansatz war es, Farbe und Form des Kontinuums der Kernregion mit hoher räumlicher Auflösung zu untersuchen. Die meisten Kerne erschienen aufgelöst auf Kiloparsec-Skalen. Bei diesen ausgedehnten Strukturen handelt es sich wahrscheinlich um Sternentstehungsgebiete rings um den Kern, oder um zwei Kerne, deren Verschmelzung noch nicht vollständig beendet ist. Bei unserer Auflösung von 0.5" erscheinen die Kerne sehr rot, zu rot um allgemein durch gerötetes Sternlicht erklärt werden zu können. Stattdessen ist heißer Staub als zusätzliche Emissions-Komponente vonnöten.

 

A near-infrared imaging and spectroscopic study of 6 nearby ULIRGs with known red shifts has been carried out to search for key signatures of AGN. A promising avenue was to explore the colour and shape of the nuclear continuum at high spatial resolution. We found that most of the nuclei are resolved on kilo-parsec scales. These extended structures suggest that there is significant circum-nuclear star formation or that the merger of the two nuclei is not yet completed. At 0.5"resolution, the nuclei have very red colours, which cannot in general be reproduced by reddening stellar light, but require an additional component of hot dust emission.

 

In allen Kernen bis auf zwei, muss mehr als 50% des K-Band-Kontinuums von heißem Staub stammen. Die Temperatur des Staubes lässt sich ableiten aus einem Vergleich der beobachteten Spektralverteilung mit Modellen, die auf den JHK-Farben beruhen. In allen Fällen ergibt sich einen Temperatur, die am oberen Ende des erlaubten Bereichs ist, nämlich T ³1000K. Allerdings können wir daraus noch nicht zwingend auf die Existenz eines AGN schließen, da es Anzeichen gibt, dass so heißes Gas auch in stellaren Prozessen durch stochastisches Aufheizen kleiner Körner erzeugt werden kann.

 

We find that in all except two nuclei more than 50% of the K-band continuum must originate in hot dust. Comparison of models derived from the JHK colours to the observed spectral shapes allows the temperature of the dust emission to be constrained, and we find in every case that it is at the upper end of the permissible range, ³1000K. However, at this stage we cannot be sure that this implies there is an AGN present since there is evidence that stellar processes can also generate such hot dust via stochastic heating of small grains.

 

Wir haben begonnen, numerische Methoden zu erarbeiten, um individuelle und statistische Vergleiche zwischen solchen Modellen und beobachteten Mergern, wie dem Antennen-System (NGC4038/39), durchzuführen. Die selbstkonsistenten N-Körper-Modelle und hydrodynamischen Modelle beinhalten eine zwar vereinfachende, aber praktikable Beschreibung der Sternentstehung, so dass wir in der Lage sind, solche Sternentstehungsvorgänge und Gasströmungen zu studieren. Diese Vorgänge scheinen für das Verständnis der ULIRG-Mergers von besonderer Bedeutung zu sein. Ein erstes Resultat für die Antennen ist, dass das Gebiet, in dem die beiden Galaxien überlappen, als Brücke aus Gas und Sternen zwischen den beiden wohlgetrennten Kernen verstanden werden kann. Die Brücke wird aus den sich in diesem Umlauf gegenüberliegenden Armen der Galaxien gebildet. Die Modelle müssen jedoch weiter verbessert werden, da die Gasmenge in der Brücke im Vergleich zur Beobachtung nicht groß genug und die Sternentstehungsrate zu niedrig ist.

 

We have begun work on methods to pursue individual and statistical comparisons between numerical models and observations in nearby merging galaxies, such as the "Antennae Galaxies", NGC 4038/4039. We include a simplified but practical description of star formation as part of the self-consistent n-body and hydrodynamics model. We are thus focussing on the gas flow and star formation processes that appear to be very important for the understanding of ULIRG mergers. For the Antennae Galaxies, an immediate result obtained with our method is that the gas-rich overlap region between the two galaxy bodies can be understood as a bridge of gas and stars between the well separated nuclei. The bridge is formed by the counter-tails between the galaxies, which happen to overlap in this orbital configuration. However, the model needs to be improved, since the gas content in the bridge is not large enough compared with observations, and the star formation in the bridge is far too weak.

Wir haben die Auswertung unseres großen Archivs an MIR-Spektren aktiver Galaxien (Starbursts, AGNs und ULIRGs) fortgesetzt. Diese Spektren wurden mit niedriger und hoher spektraler Auflösung mit den verschiedenen Spektrographen des Infrared Space Observatory (ISO) gewonnen und sind das Ergebnis des ISO-Kernprogramms über infrarot-helle Galaxien, das am MPE durchgeführt wurde. Zuletzt haben wir in NGC4418, einer nahen, leuchtkräftigen Galaxie, die Staubbanden im Bereich 6 bis 8 μm und das darunter liegende ungestörte MIR-Kontinuum untersucht. Wir haben das Absorptionsspektrum von NGC4418 mit denjenigen eingebetteter massereicher Proto-Sterne und des galaktischen Zentrums verglichen und die Absorptionen Eiskörnern und Körnern hydratisierten amorphen Kohlenstoffs zugeordnet. Der Tiefe der Absorptionen nach muss die zentrale Quelle, die die MIR-Emission erzeugt, tief in Staubwolken eingehüllt sein. Durch die gegebene Geometrie und die geringe Größe der Quelle kommt nur ein verborgener AGN als Strahlungsquelle in Frage.

 

We have continued the exploitation of our large inventory of mid-infrared spectra of active galaxies (starburst galaxies, AGNs, and ULIRGs). These spectra have been obtained with the low and high-resolution spectrometers (SWS, CAM-CVF, and ISOPHOT-S) on board the Infrared Space Observatory (ISO) as part of MPE's ISO key project on infrared bright galaxies. Recently we have analysed the features in the 6-8mm region superimposed on a featureless mid-infrared continuum in NGC 4418, a nearby, luminous galaxy. We compared the absorption spectrum of NGC 4418 to that of embedded massive proto-stars and the Galactic centre, and attributed the absorption features to ice grains and to hydrogenated amorphous carbon grains. From the depth of the ice features, the central source responsible for the mid-infrared emission must be deeply enshrouded. Combined with the small size of the mid-infrared source, only an AGN can be effectively hidden within the geometry at hand.

 

Im vergangenen Jahr haben wir unsere Modelle weiterentwickelt und verfeinert, mit denen wir die Spektren heller Infrarotgalaxien quantitativ in die Beiträge von Sternentstehungsgebieten, AGNs und Extinktion zerlegen können. Dieses Werkzeug haben wir benutzt, um die Energiequelle von ULIRGs zu untersuchen, und insbesondere um die Beiträge von Starbursts und AGNs zur Emission von ULIRGs im mittleren Infrarot zu quantifizieren. Dabei verwenden wir eine Kombination eines Starburst-Spektrums (M82) und eines AGN-Spektrums (Potenzfunktion), die numerisch optimal an die beobachteten Spektren angepasst wird. Starburst und AGN können dabei in unterschiedlichem Maße durch Extinktion geschwächt werden. Dieses Diagnosemittel haben wir auf unser Ensemble von MIR-Spektren niedriger Auflösung von 15 ULIRGs angewendet, die mit dem CVF-Spektrographen von ISOCAM gewonnen wurden. Die Modelle, bei denen die Extinktion für Starburst und AGN unterschiedlich ist, sind deutlich erfolgreicher als Modelle mit einheitlicher Extinktion. Die Resultate be-stätigen unsere früheren Ergebnisse, die auf dem einfacheren Kriterium der UIB-Stärke beruhten. Dies wiederum beweist die Robustheit dieses Kriteriums als diagnostisches Mittel zur Untersuchung der Energiequelle von ULIRGs. Der Übergang zwischen den Galaxien, deren hauptsächliche Energiequelle Starbursts sind, und denjenigen, bei denen AGNs dominieren, findet ungefähr bei 1012.4 bis 1012.5 L¤ statt. In Einzelfällen können aber auch Starburst-Galaxien Leuchtkräfte von 1012.65 L¤ erreichen.

 

In the past year we have developed more sophisticated models to decompose quantitatively the spectra of infrared bright galaxies into the contributions of star formation, AGNs and extinction. These tools have been used to investigate of the power source of ULIRGs, specifically to characterize the relative contribution of star formation and AGN activity to the mid-infrared emission of ULIRGs. The ULIRG spectra are fitted by a superposition of a starburst (M82) and an AGN spectrum (power-law), both of which may be obscured at different levels. We have applied this new diagnostic tool to our sample of low-resolution mid-infrared spectra of 15 ULIRGs obtained with the CVF spectroscopy mode of ISOCAM. Models in which starburst and AGN obscuration differ are significantly more successful than models with a single extinction. The results of the decomposition support our earlier results based on the more simplistic PAH strength criteria, and prove the robustness of the aromatic emission feature as a diagnostic of ULIRG power sources. The transition from mostly starburst powered to mostly AGN powered sources occurs at 1012.4 to 1012.5 L¤, but individual luminous starbursts are found up to 1012.65 L¤.

 

Röntgenbeobachtungen von wechselwirkenden Galaxien

The X-ray view of interacting galaxies

Die Wechselwirkung von Galaxien führt vermutlich zu einer verstärkten Sternentstehungs- und Kernaktivität. Im Röntgenbereich führt die erhöhte Sternentstehungsrate zu einer erhöhten Leuchtkraft durch die erhöhte Supernovarate. Zusätzlich wird vermutlich die Akkretionsrate auf das zentrale Schwarze Loch erhöht, was ebenfalls zu einer Leuchtkrafterhöhung führt. Um die Rolle der Galaxienwechselwirkung zu studieren, wurde eine optisch-spektroskopisch selektierte Stichprobe von Seyfert 1 and Seyfert 2 Galaxien (Rafanelli et al. 1995) mit ROSAT Punktbeobachtungen und der ROSAT Himmelsdurchmusterung korreliert. Dabei sind 92% der wechselwirkenden Seyfert 1 Galaxien und 48% der Seyfert 2 Galaxien als Röntgenemitter nachgewiesen worden. Bei Seyfert 1 Galaxien wird eine Korrelation zwischen dem Photon Index und der Röntgenleuchtkraft nachgewiesen (Abb. II-41). Dabei wird die spektrale Energieverteilung steiler mit wachsender Röntgenleuchtkraft. Die steigende Röntgenleuchtkraft wird vermutlich durch eine erhöhte Akkretionsrate verursacht. Eine erhöhte Akkretionsrate bedingt vermutlich eine erhöhte Temperatur der Akkretionsscheibe. Eine mögliche Erklärung für die erwähnte Korrelation ist deshalb ein Akkretionspektrum welches mit erhöhter Temperatur einen größeren Emissionsbeitrag im ROSAT Energieband liefert. Weiterhin wird bestätigt, dass NLS1s steilere Röntgenkontinua aufweisen als breitlinige Seyfert 1 Galaxien. Seyfert 2 Galaxien zeigen ähnlich steile Spektrum verglichen mit NLS1s. Während die steilen Röntgenkontinua in NLS1s mit einer erhöhten Eddington-Leuchtkraft, bei geringeren Massen des Schwarzen Loches, in Verbindung gebracht werden, sind die steilen Röntgenkontinua in Seyfert 2 Galaxien vermutlich durch starke Sternentstehungsaktivität außerhalb des absorbierenden molekularen Torus bedingt.

 

Interaction between galaxies is considered to have a wide importance in triggering starburst and AGN activity. In the X-ray band, starburst activity will result in an increase in the X-ray luminosity due to the enhanced supernova rate. In addition, galaxy interaction might cause an increase in the accretion rate onto the black hole, resulting in an additional increase in the X-ray luminosity. To study the role of galaxy interaction in influencing the X-ray emission characteristics we have investigated a sample of spectroscopically selected Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies in the optically selected sample of Rafanelli et al. (1995). In the ROSAT pointed observations (PSPC and HRI) and the ROSAT survey we have detected 92% of interacting Seyfert 1 and 48% of Seyfert 2 galaxies in our sample. For Seyfert 1 galaxies we have found a correlation between the photon index, G, and the soft X-ray luminosity LX (Fig. II-41). A clear trend of a steepening of the X-ray spectrum with increasing X-ray luminosity is detected. The high X-ray luminosity is most probably related to the accretion rate, which is an increasing function of the temperature of the accretion disk. Therefore, a possible explanation for this effect might be a shifted and strengthened accretion disk spectrum. We confirm that NLS1s have steeper X-ray continua than broad-line Seyfert 1 galaxies. Seyfert 2 galaxies show similar steep X-ray continua compared to NLS1s. While the steep X-ray continua for NLS1s is expected to be related to high values of the Eddington luminosity in combination with small black hole masses, the steep X-ray continua for Seyfert 2 galaxies are probably due to the dominant X-ray emission from the circum-nuclear starburst.

Abb.. II-41: Beziehung zwischen der Röntgenleuchtkraft und den Photon Index G   für wechselwirkende Seyfert Galaxien.

Fig. II-41: Relation between the X-ray luminosity and the steepness of the spectral energy distribution (here a simple power-law model with the photon index G was used).

Abb. II-42: Korrelation zwischen dem Wechselwirkungsparameter Q mit der Leuchtkraft im Ferninfraroten LIR, und der Röntgenleuchtkraft LX für wechselwirkende Seyfert 1 Galaxien. Mit zunehmender Wechselwirkungsstärke steigt die Leuchtkraft im Ferninfraroten und im Röntgenbereich an. Die Objekte mit geringer Leuchtkraft sind vermutlich intrinsisch absorbierte Galaxien. Hier wird die beobachtete Leuchtkraft durch gestreute Strahlung der Kernregion und Sternentstehungsprozesse außerhalb des absorbierenden molekularen Torus dominiert.

Fig. II-42: Relation between the dimensionless gravitational interaction strength Q and the far-infrared, LIR , and the X-ray luminosity, LX , for interacting Seyfert 1 galaxies. The plot suggests an increase in luminosity for increasing values of the interaction strength. The marked objects with low luminosities are probably absorbed sources with emission from the circum-nuclear starbursts and scattered radiation from the nuclei.

Die Wechselwirkung von Galaxien kann durch die dimensionslose Wechselwirkungsstärke Q beschrieben werden. Diese ist proportional zum Durchmesser der Galaxien und umgekehrt proportional zum Abstand der Galaxien. Q ist somit groß für geringe Abstände zwischen den wechselwirkenden Galaxien und für große Durchmesser. Die Daten zeigen eine erhöhte Wechselwirkungsstärke mit erhöhter Leuchtkraft im Ferninfraroten und im Röntgenbereich (Abb. II-42). Dies bestätigt die Vermutung, dass Wechselwirkung zwischen Galaxien sowohl die Sternentstehungsrate als auch die Akkretionsrate erhöht.

 

The interaction can be described by a dimensionless gravitational interaction strength Q, which is roughly proportional to the diameters of the interacting galaxies and inverse proportional to their distance. Therefore Q is obviously large for close and relatively large companions. Our data result in an increasing far-infrared and increasing X-ray luminosity with increasing interaction strength for Seyfert 1 galaxies (Fig. II-42). Both strengthen the suggestion that galaxy interaction triggers an increased accretion rate and starburst rate.

 

NLS1s und Seyfert 2 Galaxien weisen die größten Werte der Leuchtkraft im Ferninfraroten auf, verglichen mit Seyfert 1 Galaxien. Dies deutet auf verstärkte Sternentstehungsprozesse in NLS1s hin, ein Szenario, welches von Mathur vorgeschlagen wurde.

 

NLS1 and Seyfert 2 galaxies show the highest values of far-infrared luminosity compared to Seyfert 1 galaxies. This fact points to nuclear starburst activity taking place in NLS1 galaxies as suggested by Mathur.

 

Zusätzlich wurde die Röntgenvariabilität von Seyfert 1 und Seyfert 2 Galaxien auf kurzen und langen Zeitskalen untersucht. Interessanterweise zeigen sich Hinweise für Röntgenvariabilität in 3 Seyfert 2 Galaxien auf Zeitskalen von Stunden (NGC 1068, IRAS 0147-0740, NGC 4388). Eine mögliche Erklärung kann in einer partiellen Abdeckung der Kerngebiete in Seyfert 1 Galaxien liegen, und Emission aus den Kernen kann teilweise direkt detektiert werden. Bezogen auf Seyfert 1 Galaxien zeigen 58% signifikante Röntgenvariabilität in ROSAT Punktbeobachtungen und der ROSAT Himmelsdurchmusterung.

 

In addition, we have investigated the variability of Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies on short and long timescales and found indications for variability in three Seyfert 2 galaxies on short timescales (NGC 1068, IRAS 0147-0740, NGC 4388). A possible explanation for this variability might be the presence of "boreholes" in the absorbing molecular torus around the central black hole region. Significant X-ray variability during the ROSAT pointed and survey observations were detected for 58% of the Seyfert 1 galaxies.

Boller, Davies, Englmaier, Genzel, Laurent, Lehnert, Lutz, Mengel, Rigopoulou, Sturm, Tacconi, Tran

3.5 BL Lac Objekte 3.5 BL Lac Objects
BL Lac Objekte, die durch strukturlose Spektren und starke Variabilität gekennzeichnet sind, gehören zu den extremsten AGN. Ihre Strahlung entsteht in einem relativistischen Jet, der direkt auf uns zu gerichtet ist. Die zeitlichen Variationen der hoch-energetischen Strahlung erlauben Rückschlüsse auf die physikalischen Verhältnisse in diesen Jets.

 

BL Lac objects are among the most extreme AGN, characterised by featureless energy spectra and strong variability. Their emission is thought to originate from relativistic jets strongly beamed towards the observer. The temporal variations of the high-energetic emission allow conclusions about the physical conditions in these jets.

 

Wir haben das radio-laute BL Lac Objekt PKS 2155-304 in zwei sehr tiefen ROSAT HRI Beobachtungen im Rahmen von "Multi-wavelength"-Kampagnen studiert. Die beobachtete Intensität variierte signifikant: mehr als einen Faktor 2 in einem Monat, 20% in der zweiten Beobachtung. Diese Variabilität kann verstanden werden als langsame Fluss-Variationen auf Zeitskalen, die vergleichbar sind mit den Beobachtungsintervallen und, überlagert, kurzzeitigen Ausbrüchen von typischerweise einem Tag Länge.

 

We studied the radio-loud BL Lac object PKS 2155-304 in two very deep ROSAT HRI observations during a multi-wavelength monitoring campaign. The observed intensity varied by substantially (more than a factor of two during one month and by about 20% during another month of monitoring). The variability can be separated into slow flux changes with time scales comparable to the observation intervals and superposed, low-amplitude flares with durations of approximately one day.

 

Ein Vergleich mit allen früheren ROSAT Beobachtungen bestätigt die Stetigkeit dieser Phänomene. Während über mehrere Jahre die Variationsamplituden einen Bereich von bis zu einem Faktor 4.5 umfassen, variiert PKS 2155-304 fast gleich stark auf viel kürzeren Zeitskalen, was zeigt, dass die wichtigen Zeitskalen in diesem Blasar sehr kurz sind.

 

A comparison with all previous ROSAT observations of PKS 2155-304 confirms the persistence of these phenomena. While over several years the historical amplitudes of variability have spanned a range of a factor of more than 4.5, PKS 2155-304 varies nearly as much over much shorter periods, thus showing that the dominant time scales in this blazar are truly quite short.

 

Die große Ähnlichkeit der Lichtkurven vom November 1991 und November 1996 bietet ein starkes Argument gegen eine mögliche "micro-lensing"-Interpretation dieser achromatischen Variationen. BL Lac Objekte könnten die ersten aktiven Galaxien sein, bei denen System-Variationen, wie die Prezession der Jets, durch hinreichend lange Röntgenbeobachtungen nachgewiesen werden können.

 

The close correspondence between the light curves of November 1996 and November 1991 strongly argues against a microlensing interpretation of these achromatic variations. BL Lac objects might be the first active galactic nuclei where systematic intrinsic temporal variations, like the precession of the jets, can be observed in X-rays given a sufficiently long observational coverage.

 

Das BL Lac Objekt Mkn 421 wurde im Mai 2000 während der Cal/PV Phase mit XMM-Newton beobachtet. Die hohe Effektivität der Instrumente und die spektrale Auflösung der Detektoren erlauben kontinuierliche spektrale und temporäre Studien mit bisher nie dagewesener Auflösung. Mkn 421 befand sich in einem relativ aktiven Zustand mit einem 2-6 keV Fluss von (1.3-1.9) x 10-10 erg cm-2 s-1. Die beobachteten Intensitätsvariationen von mehr als einen Faktor 3 bei höchsten Röntgenenergien werden von komplexen spektralen Veränderungen begleitet, mit kleinen Zeitverschiebungen von t= 265+116, -102 Sekunden zwischen den harten und weichen Photonen, woraus sich starke Einschränkungen für aktuelle Jet-Modelle ergeben. Das Spektrum im 0.2 – 10 keV Bereich kann bestens durch ein gebrochenes Potenzgesetz angepasst werden, und selbst mit der hohen spektralen Auflösung der Transmissionsgitter werden keine Absorptionsstrukturen im Spektrum der Quelle gefunden.

 

We observed the BL Lac object Mrk 421 on May 25, 2000 during the XMM-Newton Cal/PV phase. The high throughput of the X-ray telescopes and the spectral capabilities of the instruments allow an uninterrupted temporal and spectral study of the source with unprecedented time resolution. Mrk 421 was found at a relatively high state with a 2-6 keV flux of (1.3-1.9) ´ 10-10 erg cm-2 s-1. The observed intensity variations by more than a factor of three at highest X-ray energies are accompanied by complex spectral variations with only a small time lag t= 265+116, -102 seconds between the hard and soft photons, which puts strong constraints on current jet emission models. The 0.2-10 keV spectrum can be well fitted by a broken power-law and no absorption structures are found in the source spectrum at the high spectral resolution of the transmission gratings.

Brinkmann, Gliozzi

3.6 Quasare 3.6 Quasars
MRC 2251-178 ist der erste im Röntgenbereich entdeckte Quasar und der erste, in welchem Absorption durch ionisierte Materie nachgewiesen wurde. Dieser Quasar zeigt eine Vielzahl ungewöhnlicher Eigenschaften. Das Verhältnis von Röntgen- zu optischer Strahlung ist hoch, er ist umgeben von dem größten Emissionsnebel der bisher bekannt ist, und er ist in einem Galaxienhaufen lokalisiert. Die ROSAT Beobachtungen von MRC 2251-178 zeigen folgende Ergebnisse: Mit einer Röntgenleuchtkraft von 1045 erg s-1 ist das Objekt eines der leuchtkräftigsten AGN im lokalen Universum. Variabilität auf kurzen Zeitskalen wird ebenfalls nachgewiesen. Es wird keine Absorption im weichen Energiebereich durch neutralen Wasserstoff, der über dem galaktischen Vordergrundwert liegt, nachgewiesen. Dies schließt das Vorhandensein einer signifikanten Anhäufung von neutralem Wasserstoff in der Umgebung des Quasars aus. Es wird jedoch Absorption durch ionisierte Materie mit hohen Flächendichten nachgewiesen. Röntgenemission des heißen Gases des Galaxienhaufens ist schwach oder nicht vorhanden. Keine der anderen Galaxien des Haufens wurde im Röntgenbereich nachgewiesen. Es gibt jedoch eine Anhäufung von Röntgenquellen östlich des Quasars, mit einem Faktor ~ 4 verglichen mit der log N - log S Verteilung von Hasinger et al. Verschiedene dieser Röntgenquellen weisen keine optische Identifikation auf UK Schmidt Platten auf.

 

MRC 2251-178 was the first quasar initially discovered in X-rays, and the first one found to host an ionised absorber. The quasar has turned out to be an outstanding object in many respects. It has a high ratio of X-ray-to-optical luminosity, is surrounded by the largest quasar emission-line nebula known, and is located in the outskirts of a cluster of galaxies. Our analysis of deep ROSAT observations of MR 2251-178 gives the following results: With a soft X-ray luminosity of 1045 erg s-1, MRC 2251-178 is one of the brightest soft-X-ray AGN in the local universe. Unexpectedly for such a luminous source, we see repeated short-timescale variability. Remarkably, we do not detect any excess X-ray cold absorption, which excludes the presence of a huge HI envelope around the quasar and constrains formation scenarios for the very extended optical emission-line nebula, which surrounds the quasar. We confirm the presence of an ionised absorber of high column density. The X-ray emission from the intra-cluster medium is weak or absent. None of the other member galaxies of the cluster to which MRC 2251-178 belongs, are detected in X-rays. However, east of the quasar there is a significant excess of X-ray sources (a factor ~ 4 when compared with the log N - log S distribution of Hasinger et al.), several of them without optical counterparts on photographic UK Schmidt plates.

 

Abb. II-43: Das EPIC pn Eisenlinienprofil von Mrk 205. Zwei spektrale Linien sind sichtbr, eine breite Linie bei 6.7 keV und eine schmale Linie bei 6.4 keV.

Fig. II-43: The EPIC Fe line profile of Mrk 205 obtained with the EPIC PN detector. Two components are evident (a broad line at 6.7 keV and a narrow line at 6.4 keV).

XMM-Newton Beobachtungen des radio-ruhigen Quasars Mrk 205 zeigen ein ungewöhnliches Linienprofil der Eisen K Linie (das gezeigte Röntgenspektrum stammt von J. Reeves et al. (England)). Im Gegensatz zu den breiten und rotverschobenen Fe K Linienprofilen, die in Seyfert 1 Galaxien beobachtet werden, wird bei Mrk 205 eine schmale Linie des neutralen Eisens bei 6.4 keV nachgewiesen. Zusätzlich wird eine breite Linie bei 6.7 keV beobachtet (Abb. II-43). Die breite Linie wird durch ionisiertes Eisen erzeugt. Der Nachweis einer schmalen 6.4 Eisen Linie ist auf die Existenz von neutraler oder gering ionisierter Materie zurückzuführen. Diese Materie muss außerhalb der Sichtlinie liegen, da das Röntgenspektrum nicht absorbiert ist. Der wahrscheinliche Ursprung dieses Materials ist vermutlich der sogenannte molekulare Torus. Die breite ionisierte 6.7 keV Linie wird dagegen vermutlich in den inneren Teilen der Akkretionsscheibe erzeugt. Die hohen Geschwindigkeiten der röntgenemittierenden Materie führen zu relativistisch Doppler-verbreiteten Emissionslinien.

 

XMM-Newton observations of the low luminosity, radio quiet quasar, Mrk 205, have revealed a unique Fe K emission line profile (spectrum from J. Reeves et al. UK). In contrast to the broad and red shifted Fe K line commonly seen in Seyfert 1 galaxies, a substantial amount of the line flux occurs in a narrow, unresolved line at 6.4 keV. In addition, a broadened line centred at 6.7 keV is also detected (Fig. II-43). The narrow line is consistent with emission from neutral Fe, whilst the broader line corresponds to ionised matter. The detection of a strong, narrow Fe emission line at 6.4 keV implies that a substantial quantity of cool reprocessing material is present. This material must lie outside the line-of-sight since the X-ray spectrum is completely unabsorbed. The most likely origin of such material would appear to be the molecular torus. The most obvious explanation for the broad line is that it originates from the inner accretion disc, where the material velocities are high.

 

Abb. II-44: Die erste Ordnung des RGS Spektrums von IRAS 13349+2438 (Sako et al. 1999). Das Modellspektrum ist in rot dargestellt, die Beobachtungsdaten in schwarz. Die blau gekennzeichneten Absorptionslinien sind gering ionisierter, die rot gekennzeichneten Linien sind höher ionisierter Materie zuzuordnen.

Fig. II-44: The RGS first order spectrum of IRAS13349+2438 (Sako et al. 1999) with the best-fit model spectrum is superimposed in red. Absorption line features labelled in blue are predominantly produced in a low-ionisation component, while those labelled in black originate from the high-ionisation component.

Das RGS Spektrum des leuchtkräftigen IRAS Quasars IRAS 13349+2438 (Sako et al. Columbia University, USA). Das Röntgenspektrum zeigt breite Absorptionslinien von hoch- und geringionisierten Linien (Abb. II-44). Zusätzlich, weist das Spektrum die erste astrophysikalische Entdeckung eines breiten Absorptionsbandes zwischen 16-17 Å. Dieses wird als "unresolved transition array" bezeichnet und wird durch Absorption von Eisen M-Schalen Ionen hervorgerufen. Ein möglicher Ursprung dieses Absorptionsbandes ist der molekulare Torus, der ebenfalls für die optische und ultraviolette Rötung des Spektrums verantwortlich ist.

 

A spectrum of the luminous infrared-loud quasar IRAS13349+2438 was obtained with the Reflection Grating Spectrometer (spectrum from Sako et al., Columbia University, USA) This spectrum exhibits broad absorption lines from high- and low ionisation lines (Fig. II-44). In addition, the spectrum shows the first astrophysical detection of a broad absorption feature around 16-17Å identified as an unresolved transition array of 2p-3d inner-shell absorption by Fe M-shell ions. A possible origin of the broad absorption feature is in the medium that is also responsible for the optical/UV reddening.

 

Abb. II-45: Zeitgemittelte (Juni '91 bis Januar '97) COMPTEL Karten von der Himmelsregion Jungfrau in 3 unterschiedlichen MeV-Bändern (oben links: 1-3 MeV; oben rechts: 3-10 MeV; unten: 10-30 MeV). Die Positionen der beiden Virgo Quasare 3C 273 (+) und 3C 279 (A) sind gekennzeichnet. Die Konturlinien in allen Karten starten bei 3 sigma und haben eine Schrittweite von 1 sigma. Der Farbindex im 1-3 MeV und 3-10 MeV Band ist gleich, aber unterschiedlich zum 10-30 MeV Band.

Fig. II-45: Time-averaged (June '91 to January '97) COMPTEL significance sky maps of the Virgo region in 3 different bands (upper left: 1-3 MeV; upper right: 3-10 MeV; lower: 10-30 MeV). The locations of the Virgo quasars 3C 273 (+) and 3C 279 (A) are given. The contour lines for all maps start at 3 sigma with a step of 1 sigma. Note that the colour scale is the same for the 1-3 MeV and 3-10 MeV bands, but is different for the 10-30 MeV band.

Vor dem Start des Compton Gamma-Strahlen Observatoriums (CGRO) im Jahre 1991 war nur ein AGN - der Quasar 3C 273 - mit Sicherheit bei Gamma-Energien oberhalb 1 MeV nachgewiesen worden. Diese Zahl erhöhte sich während der CGRO Mission (1991-1999) beträchtlich: inzwischen sind ~90 AGN als Gamma-Emitter in diesem Energiebereich bekannt. Abgesehen von der nahen Radio-Galaxie Centaurus A, gehören alle Quellen zur AGN-Gruppe der Blasare. Seyfert Galaxien, die vor CGRO aufgrund ihres harten Röntgenspektrums als starke Gammastrahler erwartet wurden, zeigen keine Gamma-Emission. Ihr Spektrum knickt bei etwa 100 keV stark ab, wodurch keine Gamma-Strahlung mehr detektiert werden kann. Die Entdeckung so vieler Blasare eröffnete das neue Forschungsfeld "Extragalaktische Gamma-Astronomie". Das Hauptinteresse liegt derzeit darin, unser Verständnisses für die physikalischen Prozesse, die die Gamma-Strahlung erzeugen, zu vertiefen.

Prior to the launch of the Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) in 1991 only one AGN - the quasar 3C 273 - had been definitely detected at gamma-ray energies above 1 MeV. During the CGRO era (1991-2000) this number has substantially increased; ~90 AGN have been detected at energies above 100 MeV. Apart from the radio galaxy Centaurus A, all of the detected sources are blazars. Seyfert galaxies, prior to CGRO also expected to be gamma-ray emitters, were found to show spectra that cut off around 100 keV, making them hard X-ray rather than gamma-ray sources. The detection of so many blazars has really opened the field of extragalactic gamma-ray astronomy. The main goal of our current research is to increase our insights into the emission processes responsible for generating the observed gamma radiation.

 

Der Quasar 3C 273 ist im Zeitmittel der stärkste AGN (Abb. II-45) für COMPTEL (1-30 MeV). Die zeitgemittelten Flüsse zeigen ein gekrümmtes MeV-Spektrum, welches von höheren zu niedrigeren COMPTEL Energien hin härter wird. Das Emissionsmaximum liegt zwischen 3 und 10 MeV (Abb. II-46). Aufgrund der guten Statistik oberhalb 1 MeV konnten die COMPTEL Daten in schmaleren Energiefenstern analysiert werden. Das Ziel war, den spektralen Übergang im MeV-Bereich bestmöglichst zu bestimmen. Das resultierende Spektrum (Abb. II-46) ist derzeit das höchstaufgelöste AGN-MeV-Spektrum überhaupt. Es zeigt einen breiten und eher gleichförmigen Übergang ohne offensichtliche Liniensignaturen. The most significant AGN for COMPTEL has been the blazar-type quasar 3C 273 (Fig. II-45). Its MeV fluxes indicate - on average - a curved MeV spectrum, which changes from a soft shape at the upper COMPTEL energies to a harder one at lower COMPTEL energies, with an emission maximum located somewhere between 3 and 10 MeV (Fig. II-46). Due to the good statistics above 1 MeV, we analysed the COMPTEL data of 3C 273 in smaller energy windows to derive a best possible description of the shape of this spectral turnover. This COMPTEL spectrum (Fig. II-46), which is the best resolved MeV spectrum of any AGN yet, shows a broad and rather smooth shape without any obvious line features.
Abb. II-46: Zeitgemittelte (d.h. Summe aller Beobachtungen von 1991 bis 1997) COMPTEL MeV-Spektren von 3C 273. Die linke Abbildung zeigt das Spektrum in den 4 Standardbändern (0.75-1, 1-3, 3-10, 10-30 MeV). Die rechte Abbildung zeigt dasselbe Spektrum mit erhöhter spektraler Auflösung (11 spektrale Punkte).

Fig. II-46: Time-averaged (i.e. derived from the sum of observations during a 6-year period) COMPTEL MeV spectra of 3C 273. The left panel shows the spectrum in the 4 standard COMPTEL bands (0.75-1, 1-3, 3-10, 10-30 MeV), and the right one shows the same spectrum with increased spectral resolution (11 spectral points).


Der Blasar 3C 279 war zwischen 1991 und 1997 oft im COMPTEL Gesichtsfeld. In zeitgemittelten Himmelskarten (1991-1997) ist die Quelle deutlich zu sehen, insbesondere bei höheren Energien (Abb. II-45). Das zeitgemittelte Spektrum zeigt einen Potenzgesetz-Verlauf mit einem harten Photonenindex von ~1.8. Wenn man allerdings die COMPTEL Beobachtungen entsprechend den EGRET Messungen in "aktive" (hoher Fluss) und "ruhige" (niedriger Fluss) Gamma-Perioden unterteilt, findet man spektrale Variabilität: ein "härteres" MeV-Spektrum während der aktiven Gamma-Phasen, wobei die spektralen Änderungen oberhalb etwa 2 MeV sichtbar werden (Abb. II-47 links). Die zeitgleichen EGRET Spektren verlängern die COMPTEL Spektren zu höheren Energien hin (Abb. II-47 rechts). Die gemeinsamen COMPTEL und EGRET Spektren deuten darauf hin, dass die von EGRET beobachteten Ausbrüche hauptsächlich eine hochenergetische (>3 MeV) Gamma-Erscheinung sind. Dies könnte damit erklärt werden, dass der beobachteten Gammastrahlung mehrere Emissionsprozesse zu Grunde liegen. The blazar 3C 279 was many times within the COMPTEL field-of-view between 1991 and 1997. In sky maps, averaged over this period, the source is clearly visible in particular at higher energies (Fig. II-45). Its time-averaged spectrum is represented by a power-law shape with an index of ~1.8. However, if the COMPTEL data are subdivided into "flaring" and "quiescent" gamma-ray periods, as observed at energies above 100 MeV by EGRET, we find a trend for spectral variability: a harder MeV shape during gamma-ray flaring periods, and a softer one otherwise, with a spectral crossover around ~2 MeV (Fig. II-47 left). The simultaneous EGRET spectra consistently last longer than the COMPTEL ones to higher energies (Fig. II-47 right), and the combination of both suggests that the gamma-ray flaring activity is predominately a high-energy (>3 MeV) gamma-ray phenomenon, which might be explained in a multi-component gamma-ray emission scenario.
Abb. II-47: Gamma-Spektren von 3C 279 während aktiven (EGRET high) und ruhigen (EGRET low) Gamma-Perioden. Die beiden Zustände wurden entsprechend dem von EGRET gemessenen Fluss bei Energien oberhalb 100 MeV definiert. Die COMPTEL (linkes Bild) und die gemeinsamen COMPTEL-EGRET Spektren (rechtes Bild) sind für beide Zustände deutlich unterschiedlich.

Fig. II-47: Gamma-ray spectra of 3C 279 for gamma-ray flaring (EGRET high) and non-flaring (EGRET low) states of 3C 279. The states are defined according to the behaviour at energies above 100 MeV. The COMPTEL (left panel) and combined COMPTEL-EGRET spectra (right panel) are clearly different for the gamma-ray high and low states.



Abb. II-48: Zeitlich hochaufgelöste EGRET Lichtkurve (a) des Quasars PKS 1622-297. Ein kurzer starker Ausbruch innerhalb der gesamten (4 Wochen) Aktivitätsperiode ist sichtbar. COMPTEL misst einen erhöhten MeV Fluss in zeitlicher Nähe zu diesem starken Ausbruch. Allerdings ist der COMPTEL 10-30 MeV Fluss noch hoch wenn der >100 MeV Ausbruch schon abgeklungen ist (b).

Fig. II-48: High time-resolution EGRET light curve (a) of PKS 1622-297. A strong flare on top of the general gamma-ray activity is visible. There is increased MeV flux around the strong flare. However, there is the indication, that the 10-30 MeV flux is still high when the >100 MeV flux is already down (b).

Der Blasar PKS 1622-297 wurde 1995 von EGRET als Gamma-Strahler entdeckt, als er für etwa 4 Wochen im Gamma-Bereich aktiv war und einen - auch auf kurzen Zeitskalen - stark veränderlichen Fluss zeigte. Während etwa 2 Tagen wurde einer der stärksten Gamma-Flares beobachtet, die je von einem AGN gemessen wurden (Abb. II-48). PKS 1622-297 wurde auch von COMPTEL mit einem "harten" MeV-Spektrum detektiert. Die gemeinsamen COMPTEL- und EGRET-Spektren ergeben, daß bei etwa 20 MeV ein spektraler Knick vorhanden sein muss. Zu Zeiten des starken EGRET Flares misst COMPTEL im 10-30 MeV Band erhöhte MeV-Strahlung. Wenn man allerdings die COMPTEL Daten in "vor-flare", "flare" und "nach-flare" Perioden unterteilt, stellt man fest, dass der COMPTEL Fluss (10-30 MeV) noch hoch ist, während der EGRET Fluss (>100 MeV) schon wieder abgenommen hat. Diese Tatsache legt eine Zeitverzögerung von einigen Tagen zwischen den beiden Bändern nahe. The blazar, PKS 1622-297, was detected by EGRET during a 4-week gamma-ray activity period in 1995. PKS 1622-297 showed a variable gamma-ray flux with variability time scales down to a few hours. Additionally during a 2-day period it produced one of the largest gamma-ray flares ever observed from an AGN (Fig. II‑48). PKS 1622-297 is also significantly detected by COMPTEL showing a "hard" MeV spectrum. The combination of the simultaneous COMPTEL and EGRET spectra requires a spectral break around ~20 MeV. Around the time of the major EGRET flare, COMPTEL observed enhanced MeV emission in its 10-30 MeV band. If the COMPTEL data are subdivided into pre-flare, flare, and post-flare periods, it is found that the COMPTEL 10-30 MeV flux is still high when the EGRET one (>100 MeV) is already down. This indicates a time delay of a few days between the two bands.

Boller, Collmar, Kanbach, Komossa, Schönfelder, Zhang

MPE Jahresbericht 2000 / MPE Annual Report 2000


HTML version: 2001-05-17; Helmut Steinle