Jahresbericht 1998 / Annual Report 1998

IR / Submillimeter-Astronomie

IR / Submillimeter Astronomy

Die Arbeiten der Infrarot/Submillimetergruppe konzentrieren sich auf die Untersuchung von Galaxienkernen und Sternentstehungsgebieten. Dabei stehen die Beobachtungen der Energiequellen von ultraleuchtkräftigen Galaxien (ULIRGs) mit unserem Kurzwellenspektrometer (SWS) auf dem Infrared Space Observatory (ISO) und die neueren Messungen zur Klärung der Existenz des schwarzen Loches im galaktischen Zentrum mit den von der Gruppe gebauten Instrumenten (SHARP und 3D) im Vordergrund. Wichtige Schritte in unserer Instrumentenentwicklung waren erste Messungen des adaptiven Optik-Systems ALFA mit dem "künstlichen Stern" (Laser) und die Aufnahme der Entwicklung des Instruments FIFI LS für das Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA) sowie die Konzeptvervollständigung von Kamera/Spectrometer (PACS) für die Weltraummission Far Infrared and Submillimeter Telescope (FIRST).

The main research in the Infrared and Submillimeter group concentrated on the investigation of galactic nuclei and regions of star formation. Most effort deals with the observation of the power sources of ultraluminous galaxies (ULIRGs) with our short wavelength spectrometer (SWS) on the Infrared Space Observatory (ISO) and the latest measurements to classify the existence of the black hole in the Galactic Center using novel instrumentation (SHARP and 3D) built by the group. Important steps in our instrument development were first measurements with the Adaptive Optics system ALFA locked on the "artificial star" (laser) and the starting development of the instrument FIFI LS for the Stratospheric Observatory for Infrared Astronom (SOFIA) as well as the completion of concepts of the camera/spectrometer (PACS) for the space mission Far Infrared and Submillimeter Telescope (FIRST).

Abb. 2.11: Mittleres niedrig aufgelöstes Spektrum von 60 ultraleuchtkräftigen Infrarotgalaxien, beobachtet mit ISOPHOT-S, im Vergleich zu mittleren Spektren von Starbursts und AGNs.

Fig. 2.11: Average low resolution spectrum of 60 ultraluminous infrared galaxies observed with ISOPHOT-S, compared with average starburst and AGN spectra.

Abb. 2.12: Histogramme zum Vergleich von ISO- und optischen Spektralklassifikationen ultraleuchtkräftiger Infrarotgalaxien.

Fig. 2.12: Histograms comparing ISO and optical spectral classifications of ultraluminous infrared galaxies.

Am 8. April 1998 hat das Weltraum-Infrarotteleskop ISO seine höchst erfolgreiche Mission beendet. Der Vorrat des als Kühlmittel dienenden Flüssigheliums reichte fast ein Jahr länger als ursprünglich angenommen. Am Missionsende waren die Beobachtungen unseres in garantierter Beobachtungszeit durchgeführten Programms zur Infrarotspektroskopie heller Galaxienkerne zu mehr als 99% abgeschlossen. Im letzten Jahr wurden die größten Anstrengungen darauf gerichtet, unsere Untersuchungen der Energiequellen ultraleuchtkräftiger Infrarotgalaxien (ULIRGs) auszuweiten. Wir nutzten die "PAH"-Emissionsbänder im mittleren Infrarot, um zwischen verstärkter Sternentstehung (Starburst) und einem aktiven Galaxienkern (AGN) zu unterscheiden.

On April 8, 1998 ESAs Infrared Space Observatory ISO has completed its highly successful mission. The supply of liquid helium coolant has lasted almost a year longer than originally anticipated. At the end of the mission, observations for our MPE guaranteed time programme on Infrared Spectroscopy of Bright Galactic Nuclei were completed to more than 99%. Most effort during the last year has been spent to extend our investigations of the power sources of ultraluminous infrared galaxies (ULIRGs), using the mid-infrared "PAH" features to discriminate between enhanced star formation (starburst) and an active galactic nucleus (AGN).

Mit dem ISOPHOT-S Spektrometer wurde eine Stichprobe von 60 ULIRGs beobachtet. Abb. 2.11 vergleicht das mittlere Spektrum dieser ULIRGs mit Spektren von Starbursts und AGNs. Dieses Spektrum ist ein klares Zeichen, daß ULIRGs im Mittel Starburst-ähnlich sind. Bei genauerer Untersuchung zeigt sich ein Trend mit der bolometrischen Leuchtkraft. Während die meisten ULIRGs mit weniger als 2 1012 Sonnenleuchtkräften von Sternentstehung dominiert werden, nimmt der Anteil der AGNs bei höherer Leuchtkraft auf über die Hälfte zu. Das klassische Entwicklungsszenario für ULIRGs sagt einen Trend von Starbursts zu AGNs für morphologisch fortgeschrittene Galaxienverschmelzungen voraus. Wir finden keinen solchen Trend. Es liegt also nahe, daß lokale und kurzzeitige Effekte zusätzlich zum globalen Zustand der Verschmelzung wichtig sind. Diese Untersuchungen werden fortgesetzt durch Analyse von ISOCAM-CVF-Spektren von 16 besonders leuchtkräftigen ULIRGs, und durch bodengebundene Folgebeobachtungen im nahen Infrarot.

An unbiased sample of 60 ULIRGs has been observed with the ISOPHOT-S spectrometer. Fig. 2.11 shows the average spectrum of these ULIRGs along with AGN and starburst comparison spectra. This spectrum is a clear indication that ULIRGs are, on average, starburst-like. On closer inspection, a trend with bolometric luminosity is found. While most ULIRGs of less than 2 1012 solar luminosities are predominantly powered by star formation, the AGN fraction increases to about half at higher luminosity. The classical evolutionary scenario for ULIRGs predicts a trend from starburst to AGN for morphologically advanced galaxy mergers. We do not find this trend, suggesting that local and short-term effects are relevant in addition to the global state of the merger. These studies are being continued by analysis of ISOCAM-CVF spectra of 16 particularly luminous ULIRGs, and by ground-based follow-up observations in the near-infrared.

Andere Ergebnisse zu ULIRGs resultieren aus dem Vergleich von mit ISO und im Optischen gewonnenen Spektralklassifikationen. Abb. 2.12 zeigt die erstaunlich gute Übereinstimmung und demonstriert, daß es nicht viele tief in Staub eingebettete AGNs in ULIRGs gibt. Höchstwahrscheinlich kann ein starker AGN den verdeckenden Staubschirm rasch zumindest in einige Richtungen aufbrechen. Außerdem wird gezeigt, daß die Infrarotspektren von optischen LINERs identisch mit denen optischer HII-Galaxien sind. Das ist die vermutlich stärkste Bestätigung, daß die LINER-Emission in solchen infrarotausgewählten Galaxien von starburstinduzierten Stoßwellen statt einem zentralen AGN erzeugt wird.

Other findings on ULIRGs result from comparison of ISO and optical spectral classifications. Fig. 2.12 shows the surprisingly good agreement, demonstrating that there are not many highly dust-obscured AGN in ULIRGs. Most likely a strong AGN manages to quickly break the obscuring dust screen at least in certain directions. Also is shown that the infrared spectral properties of optical LINERs are identical to those of optical HII galaxies. This is perhaps the strongest confirmation that LINER emission in these infrared-selected galaxies is due to starburst-induced shocks rather than to a central AGN.

 

Abb. 2.13: Model des ionisierten Spektrums der Seyfert-1-Galaxie NGC 4151, abgeleitet aus dem ISO-Spektrum. Ein intrinsisches Spektrum mit "big blue bump" wird von einem neutralen Absorber zwischen Broad- und Narrow- Line Region modifiziert.

 

Fig. 2.13: Model of the ionizing spectrum of the Seyfert-1-galaxy NGC 4151 derived from the ISO spectrum.
An intrinsic spectrum showing a "big blue bump" is modified by a neutral absorber between broad- and narrow-line region.

Untersuchungen naher Galaxien haben sich auf den Ursprung schwacher, vermutlich stoßwelleninduzierter hochangeregter Linienemission in Starburstgalaxien konzentriert, sowie auf die Untersuchung der sehr reichhaltigen Datensätze zu nahen Seyfert-Galaxien. Für die Seyfert-1-Galaxie NGC 4151 hat die Analyse der mit ISO beobachteten Linienprofile das populäre Szenario widerlegt, in dem ausströmendes Gas mit darin gleichförmig verteiltem Staub die Asymmetrien in optischen Linienprofilen aus der Narrow Line Region (NLR) erklärt. Statt dessen wird ein Modell bevorzugt, in dem eine geometrisch dünne, aber optisch sehr dichte Scheibe oder ein Torus einen Teil der NLR sowohl im Optischen als auch im Infraroten verdeckt.

Investigations of nearby galaxies have focussed on the nature of faint, most likely shock-excited high-excitation emission in starburst galaxies and on investigations of the very rich datasets obtained on nearby Seyferts. For the Seyfert-1-galaxy NGC 4151, analysis of the ISO line profiles rules out the scenario of outflowing gas with pervasive dust, which is commonly invoked to explain asymmetries of optical lines from the Narrow-Line Region (NLR). Rather, a model is favoured in which a geometrically thin but opaque disk or torus obscures part of the NLR both in the optical and the infrared.

Detaillierte Photoionisationsmodelle des Emissionslinienspektrums von NGC 4151 haben uns eine spektrale Energieverteilung des Kontinuums geliefert, das die NLR ionisiert, aber nicht direkt beobachtbar ist (Abb. 2.13). Auf den ersten Blick fehlt dem Kontinuum der starke "big blue bump" der in einer ähnlichen Analyse der Circinus-Galaxie gefunden wurde. Sowohl die ISO-Spektren als auch direkte UV-Spektren deuten aber darauf hin, daß eine intrinsische spektrale Energieverteilung mit "Bump" durch einen neutralen Absorber zwischen Broad- und Narrow-Line Region modifiziert wird.

Detailed photoionization modelling of the NGC 4151 emission-line spectrum has provided us with the spectrum of the continuum which ionizes the NLR, but is not directly observable (Fig. 2.13). The continuum at first glance lacks the strong "big blue bump" seen in a similar analysis of the Circinus galaxy. Both the ISO models and direct UV spectra suggest, however, that an intrinsically bumpy spectral energy distribution is modified by a neutral absorber between broad- and narrow line region.

Abb. 2.14: Integrierte normierte Spektren der zentralen Bogensekunde von 3 Seyfert-1- (links) und 3 Seyfert-2- (rechts) Galaxien. Man beachte, daß die Seyfert-1 ein roteres Kontinuum und schwächere CO Bandenköpfe haben.

Fig. 2.14: Integrated, unity-meaned spectra over the central arcsecond of three Seyfert-1s (left) and three Seyfert-2s (right). Note that the Sey-1s have redder continua and weaker CO bandhead absorption

Der European Large-Area Infrared Survey (ELAIS) ist ein großes kollaboratives Projekt, in dessen Rahmen eine großflächige Durchmusterung mit ISO durchgeführt wurde. Mit ISOCAM bei 6.7 und 15 m und mit ISOPHOT bei 90 und 175 m wurden insgesamt 12 Quadratgrad abgedeckt. Ausführliche Nachfolgebeobachtungen der interessanten gefundenen Quellen sind im Gange. MPE leitet die K-Band-Durchmusterung mit Teleskopen auf Calar Alto und von ESO und, zusammen mit IAP und IAS, Folgebeobachtungen der 175 m-Population im mm/submm von den IRAM-Teleskopen auf Pico Veleta und Plateau de Bure. Vorläufige Ergebnisse der K-Band-Durchmusterung über 0.5 Quadratgrad haben etwa 2000 Quellen ergeben, die Gegenstücke der ELAIS-Quellen im K-Band wie auch Kandiaten für extrem rote Objekte (VROs) enthalten.

The European Large-Area Infrared Survey (ELAIS) is a big collaborative project that has carried out a wide angle ISO survey at 6.7 and 15 m using ISOCAM and at 90 and 175 m using ISOPHOT, covering about 12 square degrees. Extensive follow-up observations are underway on the interesting new sources that have been revealed. MPE is leading the K-band survey, using Calar Alto and ESO telescopes as well as the mm/submm follow-up observations of the 175 m population (IRAM: Pico Veleta and Plateau de Bure) together with IAP and IAS. Preliminary results of the K-band survey over 0.5 square degrees have revealed about 2000 sources providing K-band counterparts for the ELAIS targets as well as Very Red Object (VRO) candidates.

Ein beispielhaftes Ergebnis für unser galaktisches ISO-Programm ist in dem Kapitel "ausgewählte Forschungsergebnisse" mit dem Titel (S. ? ) "ISO bestimmt das kosmologisch wichtige D/H-Verhältnis in der näheren galaktischen Umgebung" vorgestellt. Zu weiteren Arbeiten gehört z.B. die Untersuchung der Sternentstehungsregion DR21 und des Supernovaüberrests IC443.

An example for the results of our galactic program is presented in the chapter "selected research highlights" (p. ?), namely "ISO determines the cosmologically important D/H ratio in the nearby Galactic environment". Further publications contain e.g. the investigation of the star-forming region DR21 and the supernova remnant IC443.

Zusätzlich zu der großen Menge interessanter ISO-Daten haben auch unsere bodengebundenen Messungen viele Ergebnisse gebracht.

In addition to the immense flow of interesting ISO data also our ground-based measurements yield many results.

Abb. 2.15: Ergebnis der Dekomposition der K-Band Emission der Seyfert-1 NGC 7469 in ihre stellaren (links) und nichtstellaren (Mitte) Komponenten (Bildgröße 8"x8"). Zum Vergleich (rechts) K-Band-Karte (Genzel 1995) der MPE Specklekamera SHARP (6.4"x6.4"). Der Ring in der rechten Abbildung beruht auf Sternentstehung.

Fig. 2.15: The results of the decomposition of the K-band emission from the Seyfert-1 NGC7469 into its stellar (left) and nonstellar (middle) components (images are 8" on a side). For comparison, we show on the right the K-band map (Genzel 1995) made with the MPE speckle camera SHARP (image size is 6.4" on a side). The ring shown in the right panel is due to starformation.

Zu Beginn des Jahres 1997 wurde zwischen dem MPE, dem englischen (PATT) und australischen (ATAC) Kommittee für Teleskopzeitvergabe und dem anglo-australischen Telescope Board (AATB) eine Übereinkunft getroffen, das abbildende MPE-Nahinfrarotspektrometer 3D für 2 Jahre an das Anglo-australische Teleskop zu bringen, und zwar ab dem Herbstsemester 1997. Im Zusammenhang mit dieser Übereinkunft wurde 3D für vier Beobachtungsläufe im Jahr 1998 eingeteilt. Während dieser Beobachtungsläufe unterstützte das MPE-Personal viele Projekte außerhalb des MPE, die sich mit verschiedenen Objekten, angefangen bei Venus bis zu extragalaktischen Quellen wie SN1987A und Fornax A befaßten. Die wesentliche MPE-Zeit wurde dem Projekt "The 3D/AAT Key Program of Observations of Seyferts, ULIRGs and ELIAS Sources" gewidmet. Im Jahre 1998 wurde diese Zeit zu etwa gleichen Teilen auf Seyfertgalaxien und ULIRGs angewandt. Als Beispiel für die Daten des AAT präsentieren wir in Abb. 2.14 die K-Band-Spektren der zentralen Bogensekunde von 6 Seyfertgalaxien. Die linke Seite zeigt Resultate von 3 Seyfert-1-, die rechte Seite von 3 Seyfert-2-Galaxien. Die Analyse dieser Daten befaßte sich im wesentlichen mit der Isolierung des stellaren vom nichtstellaren Beitrag zur Emission des Kernes (Abb. 2.15).

In the early part of 1997 an agreement was made between MPE, the Panel for Allocation of Telescope Time (PATT), the Australian Time Assignment Committee (ATAC), and the Anglo-Australian Telescope Board (AATB) to bring MPE's near-IR imaging spectrometer 3D to the Anglo-Australian Telescope for a period of two years, starting with the fall semester of 1997. In the context of that agreement, 3D was scheduled for four observing runs in 1998. Over the course of these runs MPE personnel supported numerous non-MPE observational projects, covering everything from Venus to extragalactic sources such as SN1987A and Fornax A. MPE science has been devoted to "The 3D/AAT Key Program of Observations of Seyferts, ULIRGs, and ELAIS Sources.'' As examples we present in Fig. 2.14 K-band spectra of the central arcsec of six Seyfert-galaxies. The left panel shows results from three Seyfert-1's, while the right panel shows results from three Seyfert-2's. The efforts to date in the analysis of the Seyfert data has concentrated on isolating the stellar versus non-stellar contributions to the nuclear emission (Fig. 2.15).

Abb. 2.16: Seeing-gewichtete Spektren des südlichen (links) und nördlichen (rechts) Kerns der ULIRG IRAS 06206-6315. Die Wellenlängen bekannter NIR-Linien sind für die Rotverschiebung der Quelle angegeben. Die 2 m-Struktur ist athmosphärisch. Keine Komponente zeigt eine breite Paschen a -Spektrallinie, obwohl die nördliche Quelle wesentlich blauer ist.

Fig. 2.16: The seeing-weighted spectra of the two nuclei of the ULIRG IRAS 06206-6315: southern nucleus (left), northern nucleus (right). The wavelengths of some common NIR lines is as marked for the redshift of this source. The features at 2 m are due to the atmosphere. Neither component shows a very broad Paschen a line, though the northern source is substantially bluer than the southern source.

Bei unserer Bestimmung der seeing-gewichteten Spektren des südlichen und nördlichen Kerns von IRAS 06206-6315 (Abb. 2.16) ist ein bemerkenswertes Ergebnis, daß trotz Fehlens einer breiten Paschen a -Linie die Kernaktivität anzeigen würde, der südliche Kern deutliche [SiVI]-Emission zeigt, die man normalerweise AGNs zuordnet.

In our determination of the seeing-weighted spectra of IRAS 06206-6315 of the southern nucleus and the northern nucleus (Fig. 2.16) a noteworthy result is that though neither nucleus exhibits a broad Paschen a -line which would indicate the presence of nuclear activity, the southern nucleus does show prominent [SiVI] emission normally attributed to AGN.

Abb.2.17: Bild des kompakten Doppelsterns HEI7 (rechts) und der entsprechenden PSF (links). Ein Teil des Airy-Rings ist sichtbar, ebenso der sekundäre Stern (oben rechts im rechten Bild)

Fig. 2.17: Image of the compact binary HEI 7 (right) and its PSF reference (left). Part of the Airy ring is visible, as is the secondary of the binary in the top right of the right hand image.

Am 3.5 m Teleskop der Sternwarte auf dem Calar Alto wurden mit einer Kombination von 3 D und dem adaptiven Optiksystem ALFA Beobachtungen durchgeführt. Zur Kopplung wurde das extra entwickelte AIM-Modul benutzt. Diese Instrumentenkombination machte es zum allerersten Mal möglich, abbildende Nahinfrarotspektroskopie mit einer Auflösung an der Beugungsgrenze eines 3.5m Teleskops durchzuführen. Abb. 2.17 zeigt ein rekonstruiertes K-Bandbild der zwei Komponenten von HEI 7, erhalten aus der Summe aller mit dem 3D Spektrometer gemessenen Wellenlängen. Als Referenz ist links das Bild eines Sternes gezeigt. Der erste Airy-Ring der PSF des Teleskops ist teilweise sichtbar. Die beiden Kompenenten von HEI 7, mit visuellen Leuchtkräften von 7.1 und 10.0, hatten einen Abstand von 0.26" zur Zeit der Beobachtung. Die Auflösung der Daten ist mit 0.15" an der Beugungsgrenze des Teleskops.

With a combination of 3D and the adaptive optics system ALFA we observed at the Calar Alto 3.5 meter telescope. The special designed AIM module was used to couple 3D with ALFA. The instrument combination made it possible, for the first time ever, to perform integral field spectroscopy in the near infrared at the diffraction limit of a 3.5 meter telescope. Fig. 2.17 shows a reconstructed K-band image of the two components of HEI 7, made by collapsing the data cube from the 3D spectrometer. For reference, a reconstructed image of the PSF reference star is shown on the left. The first Airy ring of the telescope PSF is partially visible. The two components of HEI 7, with visual magnitudes of 7.1 and 10.0, were separated by 0.26" at the epoch of the observation. The resolution of the data is 0.15", equal to the diffraction limit of the telescope.

Abb.2.18: Spektren der Komponenten von HEI 7 mit 3D und ALFA erhalten. Zum Vergleich sind Musterspektren derselben Spektraltypen gezeigt (rechts).

Fig. 2.18: Spectra of the two components of HEI 7, obtained with 3D (+ ALFA). Library spectra of two template stars of the same spectral type as the binary components are also shown for comparison (on the right).

Die Spektren der zwei Komponenten von HEI 7 bei einer spektralen Auflösung von 2000 sind in Abb. 2.18 gezeigt, für die Abbildung leicht geglättet. Die CO-Absorptionsbanden-Köpfe 0® 2 und 1® 3 bei 2.29 bzw. 2.32 m variieren in ihrer Tiefe um etwa einen Faktor 2 zwischen dem Primärstern (KOV) und Sekundärstern (K5V), in voller Übereinstimmung mit Musterspektren. Das Ca-Triplett bei 2.26 und Natriumdublett bei 2.20 m zeigen auch einen deutlichen Unterschied in der Tiefe, aber die Mg-Struktur bei 2.28 m hat die gleiche Äquivalenzbreite in beiden Komponenten, wie erwartet. Die vollständige Übereinstimmung von Musterspektrum und beobachtetem Spektrum beweist die schlagkräftige Eigenschaft des kombinierten Einsatzes von adaptivem Optiksystem und Feldspektroskopie. Beobachtung anderer Quellen, sowohl galaktischer wie extragalaktischer, sind für Beobachtungskampagnen im Jahr 1999 geplant.

The spectra of the two components of HEI 7, observed at a spectral resolution of 2000, are shown in Fig 2.18, slightly smoothed for the plot. The 0® 2 and 1® 3 CO absorption-band heads, at 2.29 and 2.32 m m respectively, vary in depth by almost a factor of 2 between the primary of K0V spectral type and the secondary of K5V spectral type, in perfect agreement with template spectra. The Ca triplet at 2.26 m m and the Na doublet at 2.20 m m also show a marked difference in depth, but the Mg feature at 2.28 m m has the same equivalent width in both components, as expected. The perfect agreement between template and observed spectra proves the powerful capabilities of the combined use of adaptive optics and integral-field spectroscopy. Observations of other sources, both galactic and extragalactic are planned for observation campaigns in 1999.

Neue Ergebnisse der SHARP 1 Specklekamera und des 3D Spektrometers haben die vermutete Existenz eines massiven schwarzen Lochs im Zentrum der Milchstraße weiter gestärkt. Die neuen Daten zu Eigenbewegungen und radialen Geschwindigkeiten beweisen jetzt überzeugend, daß dort eine dunkle, nichtstellare Masse von 2.6 Millionen Sonnenmassen und einer Dichte von 2x1012 M¤ /pc3 konzentriert ist.

New results of the speckle camera SHARP 1 and the 3D spectrometer led to a further confirmation for a massive black hole at the center of the Milky Way. New proper motion and radial velocity data make a compelling case for the presence of a compact, central dark mass of 2.6x106 solar masses and a mass density of more than 2x1012 M¤ /pc3.

Die SHARP 1 Daten erlauben nun auch eine Untersuchung der Flußdichte-Variabilität einzelner Sterne über einen Zeitraum von 7 Jahren. In unserer Stichprobe von Sternen heller als mk <13m zeigt die Hälfte der Sterne deutliche Anzeichen von Variabilität, wie man sie bei langperiodischen Variablen auf dem asymptotischen Riesenast erwarten würde. Zum ersten Mal konnten wir auch zeigen, daß der helle Heliumstern IRS 16SW mit einer Periode von ~9.72 Tagen variabel ist. Ein Bild und die Lichtkurve sind in Abb. 2.19 dargestellt. Es handelt sich wahrscheinlich um einen bedeckungsveränderlichen Doppelstern mit einer Gesamtmasse von mindestens 100 Sonnenmassen. Dies bestätigt frühere Modellrechnungen, die über das Spektrum von IRS 16SW auf einen jungen, massiven Stern hinweisen.

The SHARP 1 data now also allowed a time-series analysis of high-resolution K-Band imaging and photometry of stars in the Galactic-Center cluster covering 7 consecutive years. In our statistical sample with mk<13m, about half of the stars show indication of variability consistent with most of them being long period variable, asymptotic giant-branch stars. For the first time we show that the bright He I source IRS 16SW is a short-period variable with a period of ~9.72 days. An image and the light curve are shown in Fig. 2.19. It is most likely an eclipsing binary with a lower mass limit of ³ 100 solar masses. This confirms previous modelling of characteristics of the near-infrared spectra which also indicated that IRS 16SW is a massive, young hot star.

Abb. 2.19: Lichtkurve des He I Sterns IRS 16SW über zwei Perioden des Doppelsternsystems sowie ein 3 x 3 Bogensekunden (0.12 pc) Bildausschnitt, in dem die Lage des Sterns im zentralen Haufen zu erkennen ist.

Fig. 2.19: Light curve of the He I star IRS 16SW covering two periods of the binary as well as a 3 x 3 arcsec (0.12 pc) image that shows the location of the star in the central stellar cluster.

Auf dem Gebiet der Millimeter-Interferometrie hat die Gruppe weitere Kartierungen externer Galaxien mit Sub-Bogensekunden-Auflösung und hoher Empfindlichkeit durchgeführt. Mit dem 5x15 m IRAM Interferometer auf dem Plateau de Bure in Frankreich wurde die Verteilung und Kinematik des molekularen Gases im Abstand weniger 100 pc um die Kerne aktiver Galaxien vorgenommen.

In the area of millimeter interferometry the IR/submm group continued its efforts of making high-sensitivity, subarcsecond-resolution images of the distributions and kinematics of the molecular gas in the central few hundred parsecs of nearby active galaxies using the 5x15m IRAM interferometer located on the Plateau de Bure in France.

Diese Beobachtungen erlauben eine einmalige Einsicht in die Verteilung und Dynamik von molekularem Gas in den zirkumnuklearen Regionen aktiver Galaxienkerne. In allen Galaxien weist das Gas Ring- bzw. Spiralarmstruktur sowohl auf galaktischer (1 kpc) als auch nuklearer (100 pc) Skala auf. Die kpc-Ringe sind oft mit massiver Sternentstehung assoziiert, die signifikant zur bolometrischen Leuchtkraft beiträgt. Die zirkumnuklearen Ringe sind mit der NLR assoziiert. Um die Wechselwirkung zwischen dem interstellaren Medium und den Sternen zu untersuchen, haben wir auch abbildende und spektroskopische Aufnahmen mit hoher Winkelauflösung im NIR durchgeführt. Wir wählten die zwei nahen Seyfert-Galaxien NGC 3227 (Seyfert-1, 17 Mpc) und NGC 1068 (Sey-2, 14 Mpc) für eine detaillierte Analyse aus.

These observations give a unique insight into the molecular gas distribution and dynamics in the circum-nuclear regions of active galactic nuclei. In all galaxies the gas shows ring/spiral arm structures on both galactic disk (1 kpc) and on nuclear (100 pc) scales. The kpc rings are often associated with recent massive star formation contributing significantly to the bolometric luminosity. The circum-nuclear rings are associated with the narrow-line regions. To investigate the interplay between the ISM and stars we use high-angular resolution NIR imaging and spectroscopic data. We have chosen the two nearby Seyfert-galaxies NGC 3227 (Seyfert-1, 17 Mpc) and NGC 1068 (Sey-2, 14 Mpc) to do a detailed analysis of the distribution and dynamics of the circum-nuclear gas.

 

Die kinematische Interpretation der beobachteten Gasbewegungen konzentrierte sich in beiden Fällen auf Modellrechungen mit zwei nicht-dissipativen Familien von Umlaufbahnen: a) Ein planares System elliptischer Bahnen, mit dem Geschwindigkeitsfelder von Gas in Balkenpotentialen (hauptsächlich x1- und x2-Bahnen) beschrieben werden kann, und b) ein System geneigter Ringe, in dem Gas auf zirkularen Bahnen, die relativ zur Galaxienebene geneigt sind, um den Kern präzessieren. Im Vergleich zu Lösungen, die 100 pc-Balken (auf die nichts in den K-Band Bildern hinweist) benützen, gab das System geneigter Ringe im allgemeinen befriedigendere Anpassungen an die Daten. Speziell für NGC 1068 sind die Ergebnisse sehr interessant und implizieren, daß der Seyfert-1-Kern dieser scheinbaren Seyfert-2-Galaxie durch eine von der Seite gesehene nukleare Scheibe bedeckt wird. Abb. 2.20 zeigt eine dreidimensionale Darstellung der gewölbten Scheibe in NGC 1068 sowie das gemessene und modellierte Positions-Geschwindigkeits-Diagramm entlang eines Winkels von 110.

The kinematic interpretation of the observed nuclear gas motion in both sources focussed on a modelling with two non-dissipative families of orbits: a) a planar system of elliptical orbits with which velocity fields of gas in bar-potentials (mainly x1 and x2 orbits) can be compared to the data - and b) a tilted ring system in which the gas is on circular orbits which are tilted with respect to the galaxy plane and precess around the nucleus. The tilted-ring models in general give much more satisfying fits to the data compared to solutions involving 100 pc bars for which also no clear evidence is found in high-resolution K-band images. The results especially for NGC 1068 are very interesting and imply that the Seyfert-1 nucleus of this apparent Seyfert-2-galaxy is obscured by an edge-on molecular disk. Fig. 2.20 shows the 3-dimensional image of the warped disk in NGC 1068 as well as the measured and modelled position velocity diagram along a position angle of 110.

Abb. 2.20: Die gewölbte Scheiben als Lösung für die Verteilung des molekularen Gases im Zentralgebiet der Sey-2 Galaxie NGC 1068 sowie das gemessene (schwarze Linien) und mit diesem Scheibenmodel errechnete (rote Linien) Positions-Geschwindigkeitsdiagramm entlang eines Winkels von 110.

 

Fig. 2.20: The tilted ring solution of the warped molecular gas disk in the Sey-2 galaxy NGC 1068 and the measured (black lines) and modelled (red lines) position velocity diagrams taken at a PA of 110.

Im Rahmen der Bemühungen, die Dynamik verschmelzender Galaxienkerne sowie ultraleuchtkräftiger Galaxien zu verstehen, haben wir in NGC 6240 die Verteilung des kalten molekularen Gases mit Sub-Bogensekunden-Auflösung in der 12CO(2-1) Linie kartiert. Mit 3D haben wir im K-Band ebenfalls abbildende spektroskopische Beobachtungen durchgeführt, um die stellaren Geschwindigkeitsstrukturen sowie die Verteilung des heißen molekularen Gases zu bestimmen. Etwa die Hälfte der CO-Linienflußdichte befindet sich in einer dicken scheibenförmigen Struktur, die zwischen den beiden IR/Radio-Kernen liegt (Abb. 2.21). Das Geschwindigkeitsfeld dieser Scheibe ist im Zentrum stark gestört und weist in den zentralen 3" ungewöhnlich hohe Linienbreiten auf. Sowohl das molekulare Gas als auch die stellaren Geschwindigkeiten weisen darauf hin, daß eine starke Massenkonzentration eher mit der Scheibe als mit den Radio/IR-Kernen verbunden ist. Modellrechnungen zeigen, daß das Gas zwar durch Rotation unterstützt wird, aber wie für dynamisch heiße Syteme typisch hohe lokale Geschwindigkeitsdispersionen aufweist. Wir schließen daraus, daß das System geometrisch dick und sehr turbulent ist. Die Masse der Gasscheibe innerhalb der zentralen Bogensekunde beträgt (2-4)x109M¤ und macht zwischen 30 % und 70 % der dynamischen Masse dieser Region aus.

As part of a study to understand the dynamics of mergers and ultraluminous infrared galaxies we have mapped the cold molecular gas distribution at subarcsecond resolution in the 12CO(2-1) line in the luminous merger NGC 6240. We have also made NIR K-band imaging spectroscopic observations with 3D to determine the stellar velocity structures, and the distribution of the hot molecular gas. About half of the CO flux is concentrated in a thick disk-like structure located between the IR/radio nuclei (Fig. 2.21). The velocity structure of this disk is highly disturbed, with unusually large line widths within the central 3" from the CO peak. Both the molecular gas and the stellar velocities indicate that a strong concentration of mass in mainlyconnected with the disk and less so with the radio/IR nuclei. Modelling of the data shows that the gas is rotationally supported, but with a very large local velocity-dispersion characteristic of a hot dynamical system, and we conclude that the disk is highly turbulent and geometrically thick. The mass of the gas disk within the central R£ 1" is (2-4)x109M¤ , and constitutes between 30 % and 70 % of the dynamical mass in this region.

Abb. 2.21: Die scheibenförmigen Verteilung des CO-Linienflusses zwischen den beiden IR/Radio-Kernen in NGC 6240 (links). Daneben ist ein K-band NIR Spektrum abgebildet. Unten: Rotationskurve eines Modells sowie die entsprechenden Daten der CO-Linienemission im Millimeterbereich und der stellaren Geschwindigkeitsdispersion im NIR.

Fig. 2.21: The disk shaped distribution of the molecular gas between the IR/radio nuclei in NGC 6240 (left). The panel next to it shows a K-band NIR spectrum of the overall region. Bottom part: rotation curve of a model as well as the corresponding data from the millimeter CO line emission and the stellar velocity dispersion measured in the NIR.

NGC 6240 repräsentiert eher einen frühen Zustand bei der Verschmelzung zweier Galaxien als den einer typischen normal ultraleuchtkräftigen Galaxie. Aus der sehr großen Leuchtkraft der H2-Linien im Infraroten schließen wir, daß die in den lokalen Turbulenzen enthaltene Energie innerhalb einiger weniger dynamischer Zeitskalen (<107 Jahre) dissipiert wird. Sobald dies geschehen ist, wird NGC 6240 eine dichte, geometrisch dünne zentrale Gasscheibe, in der es zur verstärkten Sternentstehung kommen kann. NGC 6240 könnte dann eher Arp 220 oder anderen ULIRGs gleichen.

NGC 6240 is likely in an earlier merger stage than is typical for normal ultraluminous galaxies. From the very high luminosity in the infrared H2-lines we conclude that the local random velocities will dissipate in a few dynamical time-scales (<107 years). Once this happens, NGC 6240 will form a dense, geometrically thin central gas disk and will be ripe for a major starburst. It could then more closely resemble Arp 220 or other ULIRGs.

SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) und FIRST (Far Infrared and Submillimetre Telescope), die beiden zukünftigen Beobachtungsplattformen für Ferninfrarot-Astronomie, haben 1998 bedeutende Fortschritte erzielt. Bei beiden Projekten, an denen das MPE aktiv beteiligt ist, handelt es sich um Infrarot-Observatorien der 3 m-Klasse. FIRST bietet neben dem etwas größeren Hauptspiegel (3,6-3,8 m) den Vorteil einer Beobachtungsplattform außerhalb der Atmosphäre und in großer Entfernung von der Erde (L2-Punkt), während SOFIA teilweise noch von atmosphärischer Absorption betroffen ist. Dafür wird SOFIA im gesamten Infrarot- und Submillimeterbereich genutzt werden können, wohingegen sich FIRST auf Wellenlängen 0,1-0,6 mm beschränkt.

SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) and FIRST (Far Infrared and Submillimeter Telescope), two future observing platforms for far-infrared astronomy in which MPE will actively participate, have made significant progress in 1998. They are both projects with 3 m class main mirrors. While SOFIA is still partly hampered by atmospheric absorption, FIRST, in addition to having a slightly larger mirror (3.6-3.8 m), has the advantage of being completely outside the atmosphere and far from Earth (L2 orbit). SOFIA, on the other hand, can be used over the entire infrared and submillimeter range, while FIRST only covers the wavelength range 0.1-0.6 mm.

 

 

Abb. 2.22: Dreidimensionales Modell von FIFI LS. Der Kryostat ist der Länge nach aufgeschnitten gezeigt. Zur Kühlung der Optik werden flüssiger Stickstoff und flüssiges Helium verwendet, bei den Detekoren ist superflüssiges Helium erforderlich..

 

Fig. 2.22: Solid model of FIFI LS. The cryostat is shown cut in half. The optics is cooled with liquid nitrogen and liquid helium the detectors require superfluid helium for cooling

Abb.2.23: Das Gesichtsfeld von FIFI LS (Mitte) sowie eine schematische Darstellung der beiden Spektrometerzweige für die Wellenlängenbereiche (links/rechts). In jedem Zweig wird das Bildfeld mit einem optischen Bildzerleger entlang dem Eintrittsspalt eines Gitterspektrometers projiziert und so für jeden Bildpunkt ein Spektrum erzeugt.

Fig. 2.23: The focal plane footprint on the sky of our SOFIA instrument FIFI LS (center) and a functional schematic of the two spectrometer branches for the two wavelength bands (left and right). In each branch, an image slicer re-arranges the two-dimensional field-of-view along the entrance slit of a grating spectrometer such that for each spatial element a spectrum is produced.

Für SOFIA wurde das Konzept für FIFI LS (Field-Imaging Far-Infrared Line Spectrometer) weiterentwickelt, ein abbildendes Ferninfrarot-Spektrometer mit gleichzeitigem Nachweis eines spektral zerlegten Wellenlängenbereichs für jeden Bildpunkt. Das Konzept für FIFI LS (Abb. 2.22) zielt auf eine Maximierung der Beobachtungseffizienz ab. Wegen der thermischen Strahlung des warmen Teleskops läßt sich die Datenausbeute nur durch eine Steigerung des optischen Durchsatzes und durch die Zahl der simultan nutzbaren Datenkanäle erhöhen. In unserem Instrument kommen deshalb zwei separate Gitterspektrometer mittlerer Auflösung (R ~1700) mit zwei Ge:Ga Detektoranordnungen von 16 x 25 Pixeln mit insgesamt 800 Detektoren zum Einsatz. Damit wird FIFI LS etwa um einen Faktor 30 empfindlicher sein als unser früheres FIFI-Spektrometer auf dem Kuiper Airborne Observatorium und sogar um einen Faktor 2-3 empfindlicher als das LWS Spektrometer ISO.

For SOFIA we continued to develop FIFI LS (the Field-Imaging Far-Infrared Line Spectrometer) which has both, spatial and spectral multiplexing capabilities. Our design for FIFI LS (Fig. 2.22) is driven by the goal of optimizing the observing efficiency. Since the sensitivity of a well-designed FIR instrument is limited by the thermal background of telescope and atmosphere even with a stratospheric observatory, observing efficiency can only be increased by raising the throughput of the spectrometer and the number of simultaneous (useful) data channels. Our instrument will feature two separate medium-resolution (R ~1700) grating spectrometers with common fore-optics feeding Ge:Ga arrays of 16 x 25 pixels each (800 detectors total). Thus FIFI LS is more sensitive by a factor of 30 as compared to our previous FIFI-Spectrometer on the Kuiper Airborne Observatory and even a factor 2-3 more sensitive than the LWS spectrometer on ISO.

Mit den zwei Littrow-Spektrometern können wir ein Objekt gleichzeitig in den beiden Wellenlängenbereichen 42110 mm und 110210 mm in 1. oder 2. Beugungsordnung beobachten. Dazu werden mit einem optischen Bildzerleger die Bildfelder von je 5x5 Pixeln (~ beugungsbegrenzt in beiden Wellenlängenbereichen) auf die 1 x 25 Pixel großen Eintrittsspalte der Spektrometer umverteilt (Abb. 2.23). Anamorphotische Kollimatoren sorgen für einen kompakten Aufbau quer zur Dispersionsrichtung. Die spektral zerlegten Spaltbilder werden zum Schluß anamorphotisch auf die Detektoranordnungen projiziert. So wird für jeden der 50 Bildpunkte unmittelbar ein Spektrum von ca. 1500 km/s Breite um die gewünschten FIR-Spektrallinien abgedeckt. Dieses Instrument wurde 1998 als Experimentenvorschlag beim DLR eingereicht. In Zusammenarbeit mit H. Dohnalek wurde ein Entwurf des Kryostaten mit optischer Bank und der Haltestruktur für das SOFIA-Teleskop, sowie eine detaillierte Vorkonstruktion der kritischen Kryomechanismen erarbeitet. Danach fand dann die vorläufige Überprüfung (Preliminary Design Review) der Flugtauglichkeit des geplanten Instruments mit Erfolg statt.

With the two Littrow spectrometers we can simultaneously observe an object in the ranges 42110 mm and 110210 mm in 1st or 2nd diffraction order. For spatial multiplexing we use an optical image slicer to redistribute the 5x5 pixel field-of-view (~ diffraction limited in each wave band) along the 1 x 25 pixel entrance slits of the spectrometers (Fig. 2.23). Anamorphic collimating mirrors keep the optics compact in the cross-dispersion direction. The spectrally dispersed images of the slits are then anamorphically projected onto the detector arrays. We will thus be able to cover instantaneously a velocity range of 1500 km/s around the selected FIR spectral lines for each of the 50 spatial pixels. This instrument was submitted as a proposal to DLR in 1998. In collaboration with H. Dohnalek we developed a preliminary design for the cryostat with optical bench and the mounting structure for the SOFIA telescope, as well as a detailed design study for the critical cryo-mechanisms. In December the instrument passed its preliminary design review for airworthiness certification (FAA).

Für FIRST hat das MPE als PI-Institut innerhalb eines europäischen Konsortiums einen Experimentenvorschlag zu einem der drei Nutzlastinstrumente bei der ESA eingereicht, der im Juni ausgewählt wurde. Die endgültige Genehmigung des gesamten Satelliten steht unmittelbar bevor. Das von uns vorgeschlagene Instrument PACS (Photoconductor Array Camera & Spectrometer) ist ein abbildendes, kombiniertes Photospektrometer für den Wellenlängenbereich 80-210 mm, das wie auch FIFI LS auf Detektoranordnungen mit 25 x 16 gedrückten/ungedrückten Germaniumdetektoren basiert.

For FIRST, MPE as the PI-institute in an European consortium, has submitted to ESA a proposal for one of the three payload instruments, which was preselected in June. The final confirmation of the entire mission is imminent. Our proposed instrument, PACS (Photoconductor Array Camera & Spectrometer), will be a combined imaging photospectrometer for the wavelength range 80-210 mm which, like FIFI LS, is based on arrays of 25 x 16 pixels of stressed/unstressed Germanium detectors.

Im Photometriebetrieb wird PACS ein Gesichtsfeld von ~1,5' x 1' bzw. 3' x 2' gleichzeitig in zwei Wellenlängenbändern, 80130 mm und 130210 mm, mit beugungsbegrenzter Auflösung abbilden. Die im Vergleich zu konkurrierenden Missionen überlegene Empfindlichkeit und Winkelauflösung wird vor allem bei tiefen Durchmusterungen zum Tragen kommen, die uns einzigartige Information über die Entstehung von Galaxien im frühen Universum geben werden, sowie neue Einblicke in die Sternenstehung im Innern von Molekülwolken. Zur Vorbereitung der tiefen extragalaktischen Durchmusterungen wurde ein Programm zur Simulation der Anzahl und der spektralen Energieverteilung leuchtkräftiger Galaxien als Funktion der Rotverschiebung innerhalb eines durchmusterten Feldes in Angriff genommen

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In the photometry mode, PACS will image a field-of-view of ~ 1,5' x 1' or 3' x 2' simultaneously in two wavelength bands, 80130 mm and 130210 mm, respectively, with full diffraction-beam sampling. Its superior sensitivity and angular resolution compared to competing missions will be crucial, particularly for deep surveys which will give us unique information about the formation of galaxies in the early Universe as well as new insight into star formation inside nearby molecular clouds. In preparation for the deep extragalactic surveys we have started a program to simulate the number and spectral energy distribution of observable IR-luminous galaxies as a function of redshift within a surveyed field.

Im Spektroskopiemodus wird PACS ein Gesichtsfeld von ~ 50'' x 50'' abdecken und dabei wie bei FIFI LS für jeden Bildpunkt gleichzeitig ein Linienspektrum erzeugen. Damit sind detaillierte Untersuchungen z. B. an Galaxienkernen, wechselwirkenden Galaxien oder Galaxien niedriger Metallizität möglich. Da am Bildzerleger starke Beugungseffekte zu erwarten sind, wurde eine Beugungsrechnung des gesamten Spektrometers durchgeführt, um die Durchführbarkeit des Konzepts zu verifizieren und die Spiegeldimensionen entsprechend zu optimieren.

In the spectroscopy mode PACS will cover a field-of-view of ~ 50'' x 50'' and, like FIFI LS, simultaneously producing a line spectrum for each pixel. This allows, e. g., detailed studies of galactic nuclei, interacting galaxies, or low metallicity galaxies. Since strong diffraction effects are to be expected from the image slicer, a diffraction analysis of the entire spectrometer section was carried out to verify the viability of the design, and to optimize the mirror dimensions accordingly.

Für die vom MPE zu verantwortende kryogene Fokalebenen-Einheit wurden drei industrielle Angebote eingeholt. Die Auftragsvergabe wird in Abstimmung mit DLR erfolgen, unmittelbar nach der endgültigen Bestätigung von FIRST auf ESA-Ebene.

We obtained three industrial bids for the cryogenic focal-plane unit for which MPE is responsible within the PACS consortium. The grant-of-contract will happen in coordination with DLR immediately after the final confirmation of FIRST on ESA level.

Abb. 2.24: Die 25x16 Detektoranordnung (Computersimulation) mit der früheren 5x5 FIFI-Anordnungr (links) sowie das 1x16 Detektorelement ohne die flächenfüllenden Lichthörner (rechts). Der vergrößerte Bereich zeigt einen Detektor zwischen dem Stempel (bestehend aus 3 Teilen) aus Wolframkarbid und der CuBe-Signalelektrode (Mitte). Die geringe Streuung des Detektorwiderstands als Funktion des angewendeten Druckes demonstriert die Homogenität der Kraftweiterleitung entlang des Stapels (Mitte).

Fig. 2.24: The 25x16 detector array (computer simulation) with the former 5x5 FIFI arrays (left) and with the 1x16 linear detector array without the area-filling light cones (right). The enlargment shows one detector between a tungsten-carbid piston (consisting of 3 parts) and the CuBe signal pad (center). The curve shows - as a measure of the stress homogeneity - the dependence of the resistance along one linear array on applied stress (center bottom).

Für SOFIA entwickeln wir zweidimensionale 25x16 Pixel Detektoranordnungen mit gedrückten und ungedrückten Ge:Ga Detektoren (Abb. 2.24) für den Wellenlängenbereich 120 bis 210 m bzw. 40 bis 120 m. 1998 wurde das Konzept für den Drückmechanismus der gedrückten Detektoranordnung weiterentwickelt. Mit dem Bau eines 1x16 Detektorelementes konnte die Durchführbarkeit dieses Projektes demonstriert werden. Insbesondere konnte die Homogenität der Kraftweiterleitung vom obersten bis zum untersten Detektor unter Beweis gestellt werden (Abb. 2.24). Aufgrund dieser positiven Entwicklung stellt das hier entwickelte Konzept auch die Grundlage für die PACS-Detektoranordnung dar.

For SOFIA we are designing two-dimensional 25x16 detector arrays of both stressed and unstressed Ge:Ga detectors (Fig. 2.24) for the wavelength range of 120 to 210 m and 40 to 120 m, respectively. The concept of the stressing mechanism has made progress in 1998. With the assembly of one 1x16 linear array we demonstrated the feasibility of this project. In particular we were able to prove the stress homogeneity of all detectors (Fig. 2.24). Because of these encouraging results, this development will also be the baseline for the PACS detector array.

Zielsetzung im begleitenden Projekt FIRGA ist der Bau eines Photoleiter-Anordnung aus n-leitendem Galliumarsenid, das den Wellenlängenbereich bis auf 300 mm erweitern kann. Im Rahmen dieser von ESTEC geförderten Studie wurden zum Ende des laufenden Jahres die Entwicklungsarbeiten in der Materialherstellung zu einem vorläufigen Abschluß gebracht. Es steht nunmehr ein Wafer aus vier aufeinanderliegenden unterschiedlich dotierten GaAs Schichten zur Verfügung, aus dem ein monolithisches 4x8 Element der Detektoranordnung gefertigt wurde. Nach Zusammenbau des Detektors mit einer kryogenen Ausleseelektronik (CRE) wird demnächst mit den Tests begonnen.

The aim of the associated FIRGA project is the development of a photoconducting n-type gallium-arsenide detector array. This material offers an extension of the wavelength range up to 300 mm. The FIRGA study is an ESA-sponsored development program. The first phase of the material-growth activities could be successfully finished at the end of this year. A multi-layer structured detector wafer was produced which consists of four differently doped GaAs layers. From this substrate we prepared a back-illuminated 4x8 pixel monolithic demonstrator array. The detector will be connected to a cryogenic read-out electronics chip (CRE). Performance tests will start soon.

Das feldabbildende MPE-Spektrometer der nächsten Generation ist SPIFFI. Das spezielle Glasfaserdesign für den Bildfeldzerleger wurde wesentlich weiterentwickelt. In Zusammenarbeit mit EFOQUARZ in der Schweiz wurde der Herstellungsprozeß modifiziert, um Fasern herzustellen, die geeignete Parameter für den Bildfeldzerleger besitzen. Abb. 2.25 zeigt eine typische Faser, deren Spitze zu einer polierten kleinen hexagonalen Linse geformt wurde. Die Intensitätsverteilung über die Linsenfläche und die Transmission der Faser wurden bei sichtbarem und infraroten Licht gemessen. Die beste gemessene Transmission, gemittelt über die Linsenfläche und Fresnelverluste berücksichtigend, war 80 %.

The next-generation MPE integral field spectrometer is SPIFFI. The flared fiber design for its image slicer underwent substantial development and refinement. In close collaboration with EFOQUARZ in Switzerland, the manufacturing process was modified to yield flared fibers with parameters appropriate for the image slicer. Fig. 2.25 shows a typical flared fiber with its tip formed into a hexagonal polished lenslet. The intensity distribution over the face of the lenslet and the transmission of the fiber were measured at visible and infrared wavelengths. The best total throughput measured, averaged over the lenslet surface and accounting for Fresnel losses, was 80%.

Abb. 2.25: Foto einer aufgeweiteten Faserspitze mit einer an ihrem Ende polierten kleinen Linse. Die Seiten der Aufweitung sind zu einem regulären Hexagon geschliffen. 1024 solche Fasern werden den SPIFFI-Zerleger bilden.

Fig. 2.25: Photograph of a flared fiber tip with a lenslet polished on to its front face. The sides of the flare are ground to form a regular hexagon. 1024 such fibers will constitute the SPIFFI slicer.

Abb. 2.26: Eines der Reflexionsgitter speziell für den SPIFFI-Spektrograph hergestellt. Das Gitter wird die H- und K-Bänder bei einer spektralen Auflösung von 2000 abdecken

Fig. 2.26: One of the reflection gratings especially manufactured for the SPIFFI spectrograph. The grating will cover the H and K bands at a spectral resolution of 2000.

Während des Jahres wurden auch andere Teile des SPIFFI-Spektrographen vorangebracht. Es wurden Reflexionsgitter speziell für kryogene Anwendungen hergestellt. Abb. 2.26 zeigt eines der Reflexionsgitter, das für eine spektrale Auflösung von 2000 über das H- und K-Band ausgelegt ist. Der Aluminiumgitterrohling wurde mit Nickel und darüber mit Gold überzogen. SPIFFI wird vier Reflexionsgitter auf einem Gitterrad besitzen. Der Bewegungsmechanismus wurde fertiggestellt, zusammengebaut und wartet auf die Kryotests. Die Hardware und Software für die Detektorausleseelektronik des SPIFFI-Spektrographen wurden auch vervollständigt. Einzelauslesungen, zweifach korrelierte Auslesungen und Mehrfachauslesungen stehen zur Verfügung. Die Daten werden über eine Faserverbindung in einen Kontrollrechner geladen, wo sie in FITS-Format gespeichert werden. Das System wurde bei 77 K erfolgreich mit dem Ingenieurmodell einer HAWAII-Detektoranordnung (10242 Pixel) getestet und wird zur Zeit optimiert.

Other parts of the SPIFFI spectrograph also took shape during the year. Reflection gratings specially lightweighted and designed for cryogenic use were fabricated. Fig. 2.26 shows one of the reflection gratings, designed to provide a spectral resolution of 2000 over the H and K bands. The aluminium grating blank is coated with nickel on which a gold layer is deposited. The grooves are etched directly into the gold. SPIFFI will contain four reflection gratings mounted on a grating wheel. The moving assembly was manufactured and assembled, and awaits cryogenic testing. The hardware and software for the detector read-out electronics for the SPIFFI spectrograph was also completed. Single-read, double-correlated sampling, and multiple-read modes are available. The frames are downloaded via a fiber link to a control computer, where they are stored in FITS format. The system has been successfully tested at 77 K with the engineering-grade HAWAII detector array (10242 Pixel), and is currently undergoing performance optimization.

Das SINFONI-Projekt, eine Zusammenarbeit zwischen MPE und der Europäischen Südsternwarte (ESO) zum Bau eines mit adaptiver Optik ausgestatten Feldspektrometers für das VLT, machte gute Fortschritte. SINFONI vereint die Grundlagen von SPIFFI und des ESO adaptiven Optik-Systems MACAO. Die Zwischenoptik, die das Licht des Teleskops über den deformierbaren Spiegel zu SPIFFI führt, wurde konzipiert. Das Fenster des SPIFFI-Dewars wird als dichroitischer Spiegel verwendet, um das sichtbare Licht zum Wellenfrontsensor zu reflektieren. Der SPIFFI-Entwurf wurde, um mechanischen Platzanforderungen entgegenzukommen, so modifiziert, daß sich der Tank für flüssigen Stickstoff unter dem Optikaufbau befindet..

The SINFONI project, a collaborative venture between MPE and the European Southern Observatory (ESO) to build an integral-field spectrograph for an adaptive optics for the VLT, made further progress. SINFONI combines the capabilities of SPIFFI and the ESO adaptive optics system MACAO. The relay optics which couple the light from the telescope to SPIFFI via the deformable mirror were designed. The SPIFFI dewar window will be used as a dichroic to reflect the visible light to the wavefront sensor. The SPIFFI design was modified so that the liquid nitrogen tank sits under the optical assembly, in order to ease mechanical-space constraints.

MPE hat seinen Anteil am Large Binocular Telescope (LBT) wesentlich erweitert und trägt die Hälfte des zusätzlichen 1/8 Anteils, zu dem sich die deutschen Partner verpflichtet haben (die LBT Beteiligungsgesellschaft). Dafür wurde zwischen der LBTB und der Projektleitung ein "Memorandum of Understanding" unterzeichnet. In Zusammenarbeit mit dem Osservatorio Astrofisico di Arcetri wurde der Entwurf für die Unterstützung (hard points) des Primärspiegels abgeschlossen. Die Herstellung dieser Elemente ein Entgegenkommen des MPE dem Projekt gegenüber wird im Jahre 1999 beginnen. Außerdem ist das MPE Mitglied eines deutschen Konsortiums für den Bau von LUCIFER, einem NIR-Kamera-Spektrograph, welcher eines der ersten Instrumente des Gesamtsystems LBT ist. MPE wird die Einheit für das Feldspektrometer stellen und eine Überprüfung der Konzeption des Multiobjekt-Spektrographen beisteuern.

MPE increased its share in the Large Binocular Telescope (LBT) significantly, contributing half of the funds for the additional 1/8th share committed by the German partners (the LBT Beteiligungsgesellschaft). A memorandum of understanding to this effect was signed between the LBTB and the Project Office. In collaboration with the Osservatorio Astrofisico di Arcetri, the design of the primary mirror hard points was completed. Fabrication of the hard points, part of MPE's in-kind contribution to the project, will begin in 1999. In addition, MPE is part of a German consortium to build LUCIFER, a near-infrared imager/spectrograph which is one of the first-light facility instruments for the LBT. MPE will provide the integral-field unit of LUCIFER, and provide a proof-of-concept for its multi-object spectroscopy unit.

MPE nahm an zwei Konsortien teil, die den Beitrag der Europäischen Weltraumorganisation zum Next Generation Space Telescope (NGST) definieren sollen. Die eine Studie untersucht den Pre-Phase-Entwurf eines Feldspektrometers/Multiobjekt-Spektrometers für NGST, während sich die andere Studie mit dem Teleskop- und Nutzlastaufbau als Ganzes befaßt. Beide Studien werden bis in die erste Hälfte des Jahres 1999 dauern.

MPE participated in two consortia for studies to define the European Space Agency's contribution to the Next Generation Space Telescope (NGST). One study explores the pre-phase A design of an integral field and multi-object spectrometer for NGST, while the second study deals with the telescope and payload assembly as a whole. Both studies will continue into the first half of 1999.

Im Rahmen der Einwicklung räumlich hochauflösender Nahinfrarotkameras wurden auch die Arbeiten am Natrium-Laserleitstern für ALFA weiterbetrieben. ALFA, das Adaptive Optik (AO) System mit Laserleitstern für das 3.5 m Teleskop auf dem Calar Alto, Spanien, wird gemeinsam vom Max-Planck-Institut für Astronomie und dem MPE entwickelt. ALFA hat erhebliche Fortschritte gemacht und erste astrophysikalische Ergebnisse wurden erhalten. Mit natürlichen Leitsternen von V £ 8m kann ALFA nun Strehlzahlen von mehr als 60% erzielen und sicher Doppelsterne an der Beugungsgrenze des Teleskops auflösen. Die Analyse eines großflächigen Bildes zeigt, daß brauchbare Verbesserungen an schwachen Sternen in einem Abstand von etwa 1 Bogenminute erzielt werden können. Dies erlaubt nun Doppelsterne und zirkumstellare Staubhüllen aufzulösen. Weitere Ergebnisse wurden in Abell-Galaxienhaufen unter anderen unter Verwendung des Laser-Leitsterns erhalten. Unser bisher bestes Ergebnis ist das von den Galaxien UGC 1347 und UGC 1344 im Galaxienhaufen Abell 262. Mit einer 'Tip-Tilt'-Korrektur auf einem 41" bzw. 60" entfernten Stern sowie Korrekturen von Moden höherer Ordnung auf dem Laser-Leitstern erzielten wir einen Intensitätszuwachs um einen Faktor 2.5 und eine Auflösungsverbesserung von 1.07" auf 0.40". Mit der Montage des 3D Spektrometers an das ALFA-System konnte zum ersten Mal Spektroskopie an der Beugungsgrenze des Teleskops auf dem engen Doppelstern erzielt werden (s. oben).

In the course of the development of near-infrared high angula resolution cameras the sodium-laser guide-star project for ALFA was continued. ALFA, an adaptive-optics (AO) system with laser-guide star for the 3.5 m telescope on Calar Alto, Spain, is developed jointly by the Max-Planck-Institute for Astronomy (MPIA) and MPE. ALFA has made significant advances and the first astronomical results were obtained. These include observations using natural guide stars which demonstrate that for bright stars V £ 8m ALFA can now reach K-band Strehl ratios in excess of 60% and to easily resolve binaries at the diffraction limit of the telescope. Results from a wide-field image indicate that useful correction on a relatively faint star can be achieved to a radius of at least 1 arcmin allowing binary stars and circumstellar dust shells to be resolved. Our last set of results are on Abell galaxy clusters, including a significant correction on a galaxy using the laser-guide star as the reference. The best result to date is new data on the galaxies UGC 1347 and UGC 1344 in Abell 262 taken in 1998. Correcting tip-tilt on a star 41 arcsec and 60 arcsec away and higher orders on the laser, we achieved an increase in peak intensity of 2.5, and a reduction in FWHM from 1.07 arcsec to 0.40 arcsec. With 3D mounted to the ALFA system some of the first spectroscopy at diffraction-limited scales was obtained on a close binary (see above).

CONICA ist eine Nahinfrarot-Kamera mit der am UT1 des VLT beugungsbegrenzte Bilder aufgenommen werden sollen. CONICA wird zusammen mit der adaptiven Optik NAOS betrieben, arbeitet im Spektralbereich von 1 bis 5 m und kann auch für polarimetrische und spektrale Untersuchungen mit hoher räumlicher Auflösung eingesetzt werden. Die Kamera wird in Zusammenarbeit mit dem MPIA in Heidelberg gebaut, wobei das MPIA den Kryostaten, die Optik und die Kryomechanik fertigt, während das MPE für die Beschaffung der Detektoranordnung und für die Auslese-Elektronik sowie für einen bei 80 K arbeitenden Kamera-Verschluß verantwortlich ist.

CONICA is a near-infrared camera for diffraction-limited imaging at the UT1 of the VLT. It operates in the spectral range from 1 to 5 m, together with the adaptive optics system NAOS and can also be used for high-spatial resolution spectroscopy and polarimetry. The camera is being built in collaboration with MPIA in Heidelberg, which produces the cryostat, the instrument optics and the cryo-mechanics. MPE supplies the detector-readout electronics, the detector array and a camera shutter operating at about 80 K.

Nachdem die optischen Bandfilter, ein Multiplexer und eine Detektoranordnung geliefert wurden, konnte mit den Tests der Auslese-Elektronik, des Multiplexers und schließlich der Detektoranordnung begonnen werden. Zunächst wurden intensive Tests mit dem für sichtbares Licht empfindlichen Multiplexer und unserer Auslese-Elektronik bei Zimmertemperatur durchgeführt, wobei die Programme zur Ansteuerung der Detektoranordnung getestet und optimiert werden konnten. Dann wurde der Multiplexer in einem eigens dafür gebauten Testdewar bei Temperaturen bis herunter zu 20 K betrieben. Gleichzeitig wurden dabei Probleme der Kryo-Mechanik behoben und die thermische Ankopplung der Detektoranordnung an das Kühlsystem optimiert. Dies ist erforderlich, da die Detektoranordnung einerseits bei etwa 35 K betrieben werden muß, andererseits aber über 60 Koax-Leitungen versorgt wird, die viel Wärme zuführen. Parallel zu diesen Messungen wurde das neue Auslese-System bestehend aus einer SUN-Workstation mit vier CPUs und einer von der ESO gestellten Auslese-Elektronik für 32 Kanäle integriert. Wegen Interface-Problemen mußte eine spezielle Elektronik entwickelt und gebaut werden. Die Integration der Sharp Speckle-Software in das ESO-Datensystem (im wesentlichen MIDAS-Interface) befindet sich in Arbeit und soll bis Sommer 1999 abgeschlossen sein.

In 1998, the optical-band filters, an array multiplexer and an array have been delivered which allowed us to start tests of our readout electronics, the multiplexer, and the array. We started with intensive tests of the multiplexer which is sensitive to visible light and can be operated at room temperature. These tests allowed us to check and optimize the programs controlling the readout of the array. The next step was to test the multiplexer in a dedicated dewar at temperatures down to about 20 K. These tests were used to check the dewar optics, identify and solve problems in the cryo-mechanics, and optimize the thermal coupling between the cryo-system and the array. This is necessary because on one hand the array is run at about 35 K, on the other hand it is connected to 60 coaxial cables with a rather high thermal conduction. At the same time, the new readout system, consisting of a SUN Ultrasparc workstation with four CPUs and the 32 channel front-end electronics from ESO has been integrated. To overcome interface problems in the command link between the workstation and the front end, a special electronics board had to be designed and built. The existing specklesoftware which has been developed for our speckle-camera SHARP, is being modified to run under MIDAS in the ESO data system; this work will be finished in summer 1999.

In Zusammenarbeit mit ESO und mit mehreren französischen Gruppen wurde das Konzept für eine Testkamera für das VLT-Interferometer entwickelt. Die französischen Gruppen bauen den Beam-Combiner (VINCI), MPE stellt die IR-Kamera (LISA) zum Test der Verzögerungsleitungen des Interferometers. Dabei werden zunächst zwei Siderostaten und später zwei Teleskope der 2 m-Klasse benutzt (Hilfsteleskope des VLT). Die Spezifikationen für die Testkamera und die Schnittstelle zum Beam-Combiner sind festgelegt worden, so daß mit der Konstruktion und dem Bau der Kamera begonnen werden kann.

In collaboration with ESO and with several French groups, a concept for a test camera for the VLT-interferometer has been created. The French groups build the beam combiner (VINCI), MPE procures the infrared-camera (LISA). The main purpose of the system will be the test of the delay lines, first with two 50 cm siderostats, later on the auxiliary telescopes of the VLT with 2 m apertures will be used. The specifications of the test camera and the interface to the beam combiner have been defined end of 1998, therefore the design and manufacturing of the camera can start in 1999.

Bis zum Ende der ISO-Mission unterstützten Mitglieder des ISO-Spektrometerdatenzentrums (ISOSDC) des MPE das SWS Instrument Dedicated Team (SIDT), das für den Betrieb von SWS im wissenschaftlichen Operationszentrum in Villafranca, Spanien, verantwortlich war. Parallel dazu liefen die Vorbereitungen für die aktive Archivphase, die im Juli begann und bis Ende 2000 dauern wird. Die Hauptaufgabe des ISOSDC ist jedoch weiterhin die Unterstützung der deutschen und teilweise auch der internationalen Astronomen bei der wissenschaftlichen Auswertung ihrer Daten. Dies geschieht sowohl durch die direkte Betreuung von Besuchern des Datenzentrums (ca. 30/Jahr) als auch durch E-Mail oder Telefon. Außerdem sind wichtige Informationen über SWS, den Betrieb des Datenzentrums und die allen zur Verfügung stehenden Auswerteprogramme mit Dokumentation auf den WWW-Seiten des ISOSDC zu finden (http:\\www.mpe-garching.mpg.de/ISO/isosde.html). Das ISOSDC ist zudem maßgeblich an der endgültigen Kalibrierung von SWS und der Weiterentwicklung der Software zur wissenschaftlichen Auswertung von SWS Daten (Pipeline, Interactive Analysis, ISO Spectral Anaysis Package) beteiligt und unterstützt die Entwicklung des zentralen Archivsystems des ISO Datenzentrums der ESA in Villafranca, das seit Anfang Dezember den Astronomen zur Verfügung steht. Mitte 1999 werden alle ISO Daten allen Benutzern zugänglich sein.

Until the end of the ISO-mission, members of the ISO Spectrometer Data Centre (ISOSDC) at MPE supported the SWS Instrument Dedicated Team (SIDT), which was responsible for the operation of SWS at the Science Operation Centre in Villafranca, Spain. In parallel the preparation of the post-mission archive phase was going on, which started officially in July and will last until the end of the year 2000. The main task of the ISOSDC, however, is to support the German and partly the international astronomical community in their scientific data analysis. This happens either through direct support of visitors of the data centre (appr. 30/year) or via electronic mail or phone. In addition, important information about SWS, the data centre itself and the available scientific analysis software including documentation can be found on the WWW pages of the ISOSDC (http://www.mpe-garching.mpg.de/ISO/isosde.html). The ISOSDC also plays a leading part in the final calibration of SWS and the further development of the scientific analysis software (Pipeline, Interactive Analysis, ISO Spectral-Analysis Package) and supports the development of the central archive system of the ISO Data Centre of ESA in Villafranca, which is open to the community since beginning of December. Mid 1999 all ISO data will be public and available to all users.

Das ISO-Spektrometerdatenzentrum wird unterstützt vom DLR (50 QI 9402 3) und SRON/ESA (10999/94/NL/CC).

Die EU/TMR unterstützt die Projekte Laser guide star und ELAIS (CT96-0094 und 0068). Unsere Zusammenarbeit mit der Universität Tel Aviv wird mit einem GIF-Grant gefördert. ESO unterstützt das Projekt CONICA (35685/VLT/91/7843), ESA die Projekte FIRSA/FIRGA (11450/95/NL/NB und PB).

The ISO Spectrometer Data Centre is supported by DLR (50 QI 9402 3) and by SRON/ESA (10999/94/NL/CC).

EU/TMR supports the projects Laser guide star and ELAIS (CT96-0094 and 0068). Our cooperation with the University Tel Aviv is supported by a GIF-Grant. ESO supports CONICA (35685/VLT/91/7843), ESA the FIRSA/FIRGA projects (11450/95/NL/NB and PB).

Jahresbericht 1998 / Annual Report 1998


HTML version: 1999-07-29; Helmut Steinle