MPE Jahresbericht 1999 / MPE Annual Report 1999

2

Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

2. Lebenszyklen der Sterne und interstellares Medium 2. Stellar Life Cycles and the Interstellar Medium
Eines der Schlüsselprobleme der Astronomie besteht darin, die Entstehung und Entwicklung von Sternen und Galaxien zu verstehen. Im Laufe der Entwicklung einer Galaxie wird ständig Gas verbraucht und durch gravitativen Kollaps von interstellaren Wolken in Sterne umgewandelt. Eine physikalisch selbstkonsistente Beschreibung der Sternentstehung und der Entwicklung des interstellaren Mediums (ISM) wird durch eine nichtlineare Rückkopplung stark erschwert. Ein Zweig dieser Rückkopplung besteht in der Kühlung des interstellaren Gases, die eine Vorbedingung für den protostellaren Kollaps ist. Die Kühlung geschieht hauptsächlich durch die Linienemission von sog. Metallen, die ausschließlich durch Nukleosynthese in Sternen erzeugt werden. Ein weiterer Rückkopplungszweig ist die Heizung des ISM durch UV-Photonen von Sternen, sowie durch Zufuhr von kinetischer und thermischer Energie von Stoßwellen durch expandierende Sternwinde und Supernova-Überreste (SNR). Ein Teil der kinetischen Energie eines SNR wird auch in Kosmische Strahlung (KS), der nichtthermischen Komponente des ISM, umgesetzt, die stark mit dem Plasma durch Zweierstöße und kollektive Effekte wechselwirkt. Selbst eine Sternleiche wie ein Neutronenstern kann Energie in das zirkumstellare Medium durch einen relativistischen Teilchenwind einspeisen, wie etwa im Falle des Krebs-Nebels. Da mehr als die Hälfte der massereichen Sterne in offenen Haufen geboren werden, sind Sternwinde und Supernovae zeitlich und räumlich korreliert, so dass Superblasen mit Durchmessern von einigen hundert Parsec entstehen. Auch unser Sonnensystem ist in ein solches verdünntes, Röntgenstrahlung emittierendes Gebiet eingebettet, das man als lokale Blase bezeichnet. Daher ist die Energiezufuhr in das ISM und die Verteilung des chemisch angereicherten Materials ziemlich inhomogen. One of the key problems in astronomy is to understand the formation and evolution of stars and galaxies. As a galaxy evolves, gas is progressively consumed and turned into stars by gravitational collapse of interstellar clouds. However, a physically self-consistent description of star formation and the evolution of the interstellar medium (ISM) is severely hampered by the nonlinear feedback cycle between stellar evolution and the ISM. One branch of this non-linear feedback is the cooling of interstellar gas, which is a prerequisite of protostellar gravitational collapse. Cooling occurs predominantly through line emission from metals, which are exclusively produced by stellar nucleosynthesis. Another feedback channel is the heating of the ISM by stellar UV photons and kinetic plus thermal energy input from shock waves of expanding stellar winds and supernova remnants (SNRs). Part of the SNR kinetic energy is also converted into cosmic rays (CRs), the nonthermal component of the ISM, which strongly interacts with the plasma through binary collisions and collective effects. Even a stellar remnant like a neutron star can power the circumstellar medium by a relativistic particle wind, as in the case of the Crab nebula. Since more than half of the high-mass stars are born in associations, stellar winds and supernova explosions are correlated in space and time, thus forming superbubbles with diameters of hundreds of parsecs. Also the solar system is embedded in such a tenuous X-ray emitting region, which is called the Local Bubble. Thus the energy injection into the ISM and the distribution of chemically enriched material is rather inhomogeneous.
Um die zugrunde liegenden fundamentalen Prozesse zu verstehen, die die Sternentstehung und die damit eng verbundene Entwicklung des ISM bestimmen, muss man die Lebenszyklen der Sterne in einzelne, theoretisch und empirisch behandelbare Probleme auflösen. In dieser Hinsicht stellt die Milchstraße die reichhaltigste und präziseste Datenbasis dar und wird daher das Hauptthema dieses Kapitels sein. In order to understand the underlying fundamental processes that control star formation and the closely related evolution of the ISM, one has to disentangle the stellar life cycle into individual, tractable problems, which have to be studied both observationally and theoretically. In this respect the Milky Way represents the richest and most accurate data base, and will hence be the main subject of this chapter.

2.1 Großräumige Verteilung des ISM und der Sterne

2.1 Large-Scale Distribution of ISM and Stars

Neutrales Gas, Kosmische Strahlung und Staub Neutral gas, Cosmic Rays, and Dust
Die globale Verteilung des Gases in der Galaxis wird durch die Gamma-Strahlung wiedergegeben, die infolge der Wechselwirkung von Kosmischer Strahlung (KS) mit Gas emittiert wird. Die Karten, die mit dem EGRET- und COMPTEL-Instrument an Bord des NASA Compton Observatoriums (CGRO) gewonnen wurden, sind verfeinert worden. Insbesondere sind die COMPTEL-Karten, die empfindlich gegenüber der Behandlung des instrumentellen Hintergrundes sind, in diesem Jahr wesentlich verbessert worden. Bei der Anfertigung solcher Karten hoher Qualität vom ganzen Himmel wurde klar, dass ein entsprechender Aufwand an detaillierter Modellierung notwendig sein würde, um den maximalen astrophysikalischen Gewinn aus diesen Daten zu ziehen. Gleichzeitg ist es wichtig, andere Beobachtungsdaten heranzuziehen, um ein selbstkonsistentes Bild der Galaxis im Hochenergiebereich zu erhalten. Ziel dabei ist, unser Verständnis von den Quellen der KS und deren Ausbreitung zu erweitern. The general distribution of gas in the Galaxy is revealed through gamma-rays emitted from its interactions with cosmic rays. The maps obtained with the EGRET and COMPTEL instruments (see projects section) aboard the NASA Compton Observatory (CGRO) have been refined. In particular, COMPTEL's maps are sensitive to the treatment of instrumental background, and have been improved considerably in this year. The advent of these high-quality gamma-ray maps of the entire sky from EGRET and COMPTEL and the associated spectral information made it clear that a correspondingly detailed modelling effort is required to extract the maximum astrophysical return from these data. At the same time it is essential to consider other observational data to obtain a self-consistent view of the high-energy Galaxy. The goal is to further our understanding of cosmic ray sources and propagation in the Galaxy.  
Eines der ungelösten Probleme in der Physik der KS besteht in dem mit EGRET beobachteten kleinen Gradienten der Intensität der Gamma-Strahlung oberhalb von 100 MeV im Vergleich zur Quellverteilung der KS (höchstwahrscheinlich Supernova-Überreste) in der galaktischen Scheibe. In den Standard-Modellen zur diffusiven Ausbreitung der KS wird sehr effiziente räumliche Vermischung aufgrund von MHD-Turbulenz im ISM angenommen. Jedoch selbst im günstigsten Falle eines sehr großen diffusiven Halos von KS ist der Gradient der Gamma-Strahlung größer als beobachtet. Eine mögliche physikalische Erklärung des kleinen Gradienten könnte starke Konvektion durch einen galaktischen Wind sein, der selbst durch den Druck der KS-Nukleonen getrieben wird. Es wurde gezeigt, dass im Falle einer Konvektionsgeschwindigkeit, die proportional zur KS-Quellendichte in der Scheibe ist und daher starke radiale und vertikale Gradienten aufweist, die Ausbreitungscharakteristik der KS in jedem Punkt der Scheibe im wesentlichen durch lokale Bedingungen bestimmt wird. Deshalb könnte jeder Versuch, globale Parameter der Ausbreitung der KS (wie etwa Größe des Halos oder des Diffusionskoeffizienten) aus der lokalen Verteilung der Teilchendichte abzuleiten, in die Irre führen, da die Vermischung der KS in der Galaxis relativ schwach sein könnte. One of the unsolved problems in cosmic ray physics is the small radial gradient of the gamma-ray intensity above 100 MeV as observed with EGRET compared to the observed cosmic ray source distribution (most probably supernova remnants) in the Galactic disk. In standard diffusive cosmic ray propagation models very efficient spatial mixing due to MHD turbulence in the interstellar medium is assumed. However, even in the most favorable case of a very large diffusive cosmic ray halo the gamma-ray gradient is still larger than observed. A possible physical explanation of the small gradient could be strong convection by a Galactic wind, which itself is driven by the pressure of cosmic ray nucleons. It is shown that if the convection velocity is proportional to the cosmic ray source density in the disk and hence exhibits strong radial and vertical gradients, then the propagation characteristics of the cosmic rays at each point of the disk are largely determined by local conditions. Therefore any attempt to estimate global parameters of cosmic rays (such as the halo height or diffusion coefficient) from the distribution of their density in the disk may be misleading, since mixing of cosmic rays in the Galaxy could be rather weak.
Ein etwas allgemeinerer Aspekt der Ausbreitung der KS wird betont, indem man nicht nur einen einzelnen Prozess, wie die Konvektion, im Detail (s.o.) untersucht, sondern andere mögliche Prozesse, die beitragen können, in einer etwas globaleren Art und Weise mitberücksichtigt. Aus diesem Grund haben wir ein Langzeit-Projekt in der Modellentwicklung begonnen, das auf einem numerischen Programm zur KS-Ausbreitung basiert, welches eine realistische Parametrisierung des ISM (Gas, interstellares Strahlungsfeld) beinhaltet. Das Modell schließt gegenwärtige theoretische Aspekte der KS-Ausbreitung, wie Diffusion, Konvektion und Wiederbeschleunigung mit ein. Die KS-Quellen (z.B. Superova-Überreste) sind durch ihre galaktische Verteilung und ihr Injektionsspektrum der Teilchen charakterisiert. A more general aspect of cosmic ray propagation is emphasized by not only studying one process such as convection in detail, as above, but by including other possible processes (in a more global fashion) that can also contribute. For this reason we started a long-term project of model development, which is based on a cosmic ray propagation code and includes realistic representations of the interstellar medium (gas and interstellar radiation fields). The model includes current theoretical aspects of cosmic ray propagation such as diffusion, convection and reacceleration. Cosmic ray sources (e.g. supernova remnants) are characterized by their Galactic distribution and injection spectrum.
Die Beobachtungsdaten, die vorhergesagt werden können, schließen direkte Messungen von KS-Kernen (primäre und sekundäre), primäre Elektronen, sekundäre Positronen und Antiprotonen ein, sowie Durchmusterungen von galaktischer diffuser Kontinuums-Gamma-Strahlung (Bremsstrahlung, Invers-Compton-Strahlung, p o-Zerfall und Synchrotron-Strahlung). Die grundlegende Vorstellung besteht darin, dass jedes Modell mit allen Daten konsistent sein sollte, was unsere globale Vorgehensweise ermöglichen kann. Das Modell ist dreidimensional. Die Haupteinschränkungen kommen aus den Sekundär- zu Primär-Ionenverhältnissen von B/C und den radioaktiven Nukliden 10Be und 26Al, welche zusammen den Diffusionskoeffizienten und die Größe des Halos bestimmen. Unsere wichtigsten Schlussfolgerungen beinhalten eine Halogröße im Bereich von 4 - 10 kpc, und dass Wiederbeschleunigung der natürlichste Prozess ist, um die Energieabhängigkeit von B/C und anderer Verhältnisse wiederzugeben. Modelle, die mit direkten Messungen konsistent sind, können dann benutzt werden, um Gamma- und Synchrotron-Strahlung vorherzusagen. Der Aspekt, der am meisten Rätsel über das Hochenergie Gamma-Strahlungsspektrum aufgibt, ist der von EGRET gemessene Exzess oberhalb von 1 GeV, im Vergleich zur Vorhersage aus dem p o-Zerfall, die auf dem lokal gemessenen Protonen-Spektrum basiert. Eine Erklärung dafür ist, dass das galaktische Protonen-Spektrum härter ist, als aus den lokalen Messungen hervorgeht, etwa weil letztere durch eine nahe atypische KS-Quelle dominiert werden. Diese Möglichkeit kann jedoch mit unserem Modell geprüft werden, indem man die Spektren von sekundären Antiprotonen und Positronen berechnet. Wir haben gezeigt, dass ein hartes Protonen-Spektrum, das die Gamma-Strahlungs-Daten wiedergibt, einen Überschuss von Antiprotonen und Positronen (für die es ausgezeichnete neue Messungen gibt) um ungefähr einen Faktor 5 ergibt. Eine andere Möglichkeit ist Invers-Compton-Strahlung von einem Elektronen-Spektrum, das härter als das lokal gemessene ist. Da die relevanten Hochenergie-Elektronen (> 100 GeV) ihre Energie auf Längenskalen von 100 Parsec verlieren, erwarten wir große räumliche Fluktuationen im Spektrum, so dass das lokal gemessene Spektrum wenig repräsentativ für das großräumig gemittelte ist. Wir haben gefunden, dass ein Elektronen-Injektionsspektrum mit einem Exponenten von -1.8 für ein Potenzgesetz die Gamma-Strahlungs-Messungen wiedergeben kann (siehe Fig. II-12). Wir können zum Schluss auch noch die Winkelverteilung der Gamma-Emission gegenüber den EGRET-Beobachtungen prüfen, und haben eine gute Übereinstimmung bis hin zu den galaktischen Polen gefunden. Wenn dieses Szenario tatsächlich stimmt, dann bedeutet es, dass Invers-Compton-Emission einen sehr viel wichtigeren Beitrag zum galaktischen Gamma-Strahlungs-Himmel liefert, als man bisher geglaubt hatte, und faktisch den p o-Zerfall oberhalb von 1 GeV dominiert. Unterhalb von 30 MeV scheint ein Beitrag von nichtaufgelösten Gamma-Strahlungs-Punktquellen notwendig zu sein. Abb. II-12 stellt das Spektrum dar, das sich aus einer Population von Krebs-Nebel-ähnlichen Spektren ergeben würde, und zeigt, dass dies eine gute Erklärung der Beobachtungen liefern würde. The predictions from such a model can be applied to direct measurements of cosmic ray nuclei (primary and secondary), primary electrons, secondary positrons, and antiprotons as well as surveys of Galactic diffuse continuum gamma radiation (bremsstrahlung, inverse Compton, p o-decay, and synchrotron radiation). The basic concept is that any model should be consistent with all type of data, and our unified approach can take advantage of this. The model is three dimensional. The main constraints come from the secondary/primary ratios B/C and the radioactive nuclei 10Be and 26Al; together these constrain the diffusion coefficient and halo size. Our main conclusions based on direct cosmic ray measurements are that the halo height is in the range 4 - 10 kpc and that diffusive reacceleration is the most natural mechanism to reproduce the energy dependence of B/C and other ratios. Models consistent with direct measurements can then be used to predict gamma-rays and synchrotron radiation. The most puzzling aspect of the high-energy gamma-ray spectrum is the excess measured by EGRET above 1 GeV relative to the prediction from p o-decay based on the locally measured proton spectrum. One explanation for this is that the Galactic proton spectrum is harder than the local measurement, perhaps because the latter is dominated by a nearby atypical source of cosmic rays. However this possibility can be tested in our model by computing the spectra of secondary antiprotons and positrons; we have shown that a hard proton spectrum which reproduces the gamma-ray data will overproduce antiprotons and positrons (for which there are excellent new measurements) by a factor of about 5. An alternative possibility is inverse Compton emission from an electron spectrum which is harder than that locally measured. Since the relevant high-energy (> 100 GeV) electrons lose their energy on length scales of 100 pc we expect large spatial fluctuations in the spectrum, so that the locally measured spectrum may be quite unrepresentative of the large-scale average. We find that an electron injection spectrum with power-law index -1.8 can reproduce the gamma-ray measurements (Fig. II-12). Finally we can test the angular distribution of the gamma-ray emission against EGRET observations, and find good agreement, including latitudes up to the Galactic poles. If this scenario is indeed correct it implies that inverse-Compton emission is a much more important contributor to the Galactic gamma-ray sky than had previously been thought, and in fact dominates p o-decay above 1 GeV. At energies below 30 MeV a contribution from unresolved gamma-ray point sources seems necessary; Fig. II-12 illustrates the spectrum which would result from a population of objects with Crab-like spectra, and shows that this would provide a good explanation of the observations.
Die theoretischen Modelle der Gamma-Strahlungs-emission, die oben beschrieben wurden, können für Multikomponenten-Fits der räumlichen Verteilung der Gamma-Strahlung benutzt werden. Diese Vorgehensweise macht sich zunutze, dass der Teil der Emission, der aus der Wechselwirkung zwischen KS und Gas entsteht, die gesamte (atomare und molekulare) Wasserstoffdichte nachweist, da man davon ausgeht, dass die KS Molekülwolken ungehindert durchdringen kann. Die gasbezogene Emission kann modellunabhängig behandelt werden, während der Invers-Compton-Komponente ein Modell zugrunde liegen muss. Derzeit wird unser neues Invers-Compton-Modell zusammen mit den neuesten HI- und CO-Durchmusterungsdaten benutzt, um eine solche Analyse mit den letzten EGRET-Daten vorzunehmen. Eines der Hauptergebnisse dieses Vorgehens ist die Bestimmung des empirischen Skalierungsfaktors zwischen integrierter CO-Temperatur und molekularer Wasserstoff-Säulendichte. Die Bestimmung durch Gamma-Strahlungsmessung ist jetzt eine Standardmethode in diesem Bereich geworden, und die neue Analyse stellt eine bedeutende Verbesserung gegenüber den früheren Ergebnissen dar. The theoretical models of gamma-ray emission described above can be used in multi-component fitting of the gamma-ray spatial distribution. This approach uses the fact that the part of the emission arising from cosmic ray/gas interactions traces the total (atomic and molecular) hydrogen density, since cosmic rays are believed to penetrate molecular clouds freely. The gas-related emission can be treated in a model-independent way, while the inverse Compton component requires a model. Currently our new inverse Compton model is being used together with the most recent HI and CO survey data to make such an analysis of the latest EGRET data. One of the main outcomes of this approach is the determination of the empirical scaling factor between integrated CO temperature and molecular hydrogen column density; the gamma-ray determination has become a standard in this area, and the new analysis improves significantly on the results available a few years ago. (Breitschwerdt, Diehl, Kanbach, Mayer-Hassel-wander, Moskalenko, Reimer, Schönfelder, Strong)
Die Verteilung des interstellaren Staubes entlang der Sichtlinie kann durch die Wechselwirkung von Röntgenstrahlung mit Staubteilchen untersucht werden. Dabei wird die Röntgenstrahlung an den Staubkörnern unter kleinem Winkel gestreut, so dass weit entfernte Röntgenquellen von einem Halo schwacher und diffuser Strahlung umgeben sind. 1998 wurde als eine der letzten ROSAT-PSPC Beobachtungen der Staubstreuhalo von Sco X-1 während einer Mondbedeckung erstmalig beobachtet. Die Analyse der Daten hat eine Halointensität ergeben, wie sie aufgrund der interstellaren Absorption und der visuellen Extinktion des optischen Gegenstücks der Quelle erwartet wurde. Das Spektrum der Halophotonen ist durch die Streuung modifiziert, jedoch konsistent mit dem, was aufgrund des bekannten Sco X-1 Spektrums und der interstellaren Streuung erwartet wird. The distribution of interstellar dust along the line of sight can be studied by the interaction of X-rays with dust particles, which is due to small-angle scattering. X-ray sources are therefore surrounded by halos of faint and diffuse emission. As one of the last ROSAT-PSPC observations in 1998, the dust scattering halo of Sco X-1 could be detected during a lunar occultation. The analysis of the data yielded a relative halo intensity which is compatible with both the X-ray absorption of Sco X-1 and the visual extinction of the optical counterpart. The spectrum of the halo photons is modified by the dust scattering. The resulting spectrum is found to be consistent with the known X-ray spectrum of Sco X-1 and the expected interstellar dust scattering. (Englhauser, Grüner, Predehl)
Abb. II-12: Gamma-Spektrum des inneren Teils der Milchstraße für ein Modell mit einem harten Elektronen-Injektionsspektrum. Einzelne Komponenten und die Gesamtemission sind dargestellt. Der mögliche Beitrag einer Population nicht aufgelöster Quellen mit einem Krebsnebel-ähnlichen Spektrum ist ebenfalls eingezeichnet (gestrichelte Linien: Quellen und Gesamtemission). Die Daten sind von COMPTEL, EGRET und OSSE.

Fig. II-12: gamma-ray spectrum of the inner Galaxy for a model with a hard electron injection spectrum. Individual components and total emission are shown. The possible contribution from a population of unresolved sources with a Crab-like spectrum is also shown (dashed lines: sources and total). Data are from COMPTEL, EGRET and OSSE.

Das heiße ISM The hot ISM
Der weiche Röntgenhintergrund (SXRB) unterhalb von 2 keV setzt sich aus der Emission von unaufgelösten extragalaktischen Quellen, sowie Emission von der galaktischen Scheibe, dem Halo und der Lokalen Blase zusammen. Der galaktische Anteil stellt einen Teil der heißen Phase des ISM dar, die größtenteils durch Stoßwellen von Supernova-Überresten und stellaren Winden geheizt wird. Eine detaillierte räumliche und spektrale Analyse des SXRB ist Gegenstand von fortlaufenden Untersuchungen innerhalb des ROSAT-Projekts. Aus ausgewählten Gebieten ist eine vorläufige spektrale Analyse des diffusen SXRB in 20 Energiebändern von den neuen ROSAT Himmelsduchmusterungs-Karten durchgeführt worden. Das Spektrum von Regionen in der galaktischen Ebene mit hoher Säulendichte an galaktischem neutralen Wasserstoff hängt in den weicheren Bändern nicht von der galaktischen Länge ab, wobei jedoch ein Härterwerden des Spektrums in Richtung des galaktisches Zentrum beobachtet wird. Sichtlinien aus der galaktischen Scheibe heraus (z.B. in Richtung des Nordgalaktischen Pols) zeigen eine stärkere weiche Komponente und ein Fehlen von härterer Emission. Dies kann im Sinne eines weichen galaktischen Halos und einer lokalen Emission, die für einen großen Teil der Emission oberhalb von 0.2 keV verantwortlich ist, interpretiert werden. The soft X-ray background (SXRB) below 2 keV consists of emission from extragalactic unresolved sources, the Galactic disk and halo, and the Local Bubble. The Galactic contribution traces part of the hot phase of the ISM, most of which is shock-heated by supernova remnants and stellar winds. Detailed spatial and spectral analysis of the SXRB has been the subject of ongoing research within the ROSAT project. A preliminary spectral analysis in 20 energy bands of the new ROSAT All-Sky Survey maps of the diffuse X-ray background has been performed on selected regions. The spectrum of regions in the Galactic plane with high galactic neutral hydrogen column density does not depend on longitude in the softer bands, however, hardening is observed toward the galactic center. Sight lines out of the galactic disk (e.g. North Galactic Pole) show a stronger soft component and a lack of harder emission. This can be interpreted in terms of a soft galactic halo, and of local emission that is responsible for a significant part of the emission above 0.2 keV.
Abb. II-13: Nicht-Gleichgewicht Plasma-Emissions-modell, durch die ROSAT PSPC Instrumentenfunktion durchgefaltet (Datenpunkte im oberen Ausschnitt) und Fit mit einem Raymond-Smith Gleichgewichts-Plasmamodell (durchgezogene Linie). Der untere Ausschnitt zeigt die Abweichungen des Modells von den Beobachtungen. Der Fit ist statistisch akzeptabel (c 2red = 1.07), falls die Metallhäufigkeiten etwa 1/3 des solaren Wertes sind, und eine Gauss-Linie bei ~ 0.8 keV eingesetzt wird.

Fig. II-13: Non-equilibrium plasma emission model folded through the ROSAT PSPC instrumental response (data points in the top panel) and fit with a Raymond-Smith equilibrium plasma model (solid line). The bottom panel shows the deviations of the model from the observations. The fit is statistically acceptable (c 2red = 1.07) if the metal abundances are about 1/3 of solar values and a Gaussian line at ~0.8 keV is included.

Röntgenschatten, die von Molekülwolken herrühren, haben gezeigt, dass es Emission aus dem Hintergrund dieser Absorber gibt. Die spektrale Variation dieser weit entfernten Emission ist analysiert worden, um zu untersuchen, ob das Plasma im Stoßionisationsgleichgewicht (CIE) ist. Im allgemeinen ist die Annahme von CIE unterhalb von 106 K nicht erfüllt. Ein Nichtgleichgewichts-Modell, das die Ausströmung von Gas (das sich anfangs im CIE befindet) aus der Scheibe in den Halo beschreibt, ist durchgerechnet und durch die ROSAT PSPC Instrumentenfunktion gefaltet worden. Wir sind damit in der Lage, die Standard-Interpretation der Gleichgewichts-Fit-Prozedur zu prüfen. Ein Ein-Temperatur-Gleichgewichts-Fit-Modell ist nur möglich, falls die Metallhäufigkeiten auf das 0.2-0.5-fache der solaren Werte reduziert werden. Reduzierte Metallhäufigkeiten sind bereits durch eine Reihe von anderen Beobachtungen, z.B. mit ASCA, nahegelegt worden. Unsere abgeleitete Fit-Temperatur stimmt gut mit ROSAT PSPC-Beoabachtungen in Richtung des Nordgalaktischen Pols überein (und sie ist höher als früher publizierte Werte). Anstatt die Metallhäufigkeiten zu reduzieren, führen auch eine zusätzliche thermische Komponente mit höherer Temperatur von 1 keV oder eine Gauss-Linie (die den Eisenkomplex wiedergibt) bei 0.8 keV zu einem akzeptablen Fit (siehe Abb. II-13). Daher hinterlässt die Nichtgleichgewichts-Emission eine klare Signatur auf dem gefitteten Spektrum, obwohl in der Praxis auch instrumentelle Effekte und Beiträge von anderen Emissionsgebieten für zusätzliche Emissionskomponenten verantwortlich sein können. Eine bessere Diskriminierung wird durch Beobachtungen mit der höheren spektralen Auflösung von XMM, die wir im Rahmen des garantierten Beobachtungsprogramms durchführen, möglich sein. X-ray shadows cast by molecular clouds have shown the existence of soft X-ray emission from behind these absorbers. The spectral variation of distant emission has been analyzed to determine whether the plasma is in collisional ionization equilibrium (CIE). In general the assumption of CIE below 106 K is not fulfilled. A non-equilibrium model, describing the outflow of gas (initially in CIE) from the disk into the halo, has been calculated and folded through the ROSAT PSPC instrumental response. We have thus been able to test the interpretation of the standard equilibrium fit procedure. A single temperature equilibrium model fit is only possible, if the metal abundances are reduced to 0.2-0.5 times the solar values. Reduced metal abundances have already been advocated by a couple of other observations, e.g. with ASCA. Our derived fit temperature is in good agreement with spectral modelling of ROSAT PSPC observations (and is higher than previously published values) towards the North Galactic Pole. Instead of reducing metal abundances, an additional higher temperature thermal component at 1 keV or a Gaussian line (representing the iron complex) at 0.8 keV lead also to an acceptable fit (see Fig. II-13). Thus, non-equilibrium emission leaves a clear signature on the fitted spectrum, although in practice instrumental effects and contributions from other emission regions can also account for additional components. A better discrimination will be possible by observations with higher spectral resolution of XMM, which we will carry out during the Guaranteed Time Program. (Breitschwerdt, Freyberg)
Molekülwolken und Sternhaufen Molecular Clouds and Stellar Associations
Um die Sternentstehung in unserer und anderen Galaxien zu verstehen, ist es wichtig, die Struktur und die Umgebung von Molekülwolken zu studieren. Die nächstgelegene Molekülwolke mit anhaltender Entstehung von Sternen geringer Masse ist die teilweise transparente Wolke MBM 12 bei hoher galaktischer Breite mit einer Entfernung von nur 65 pc. Aufgrund der geringen Distanz ist sie außerdem geeignet, um nach Planeten zu suchen. Die Orion Molekülwolke (OMC-1) ist die am besten studierte Region, in der Sterne von sowohl großer als auch geringer Masse fortwährend entstehen. Die H2-Emission des molekularen Materials der Wolke ist durch die Schockanregung einer Ausströmung eines massereichen jungen stellaren Objektes verursacht. Die physikalische Natur dieser Schocks bleibt jedoch unklar. In order to understand star formation, in our Galaxy and other galaxies, it is important to study the structure and environment of molecular clouds. The nearest molecular cloud with ongoing low-mass star formation is the small translucent high-latitude cloud MBM 12 at only 65 pc. Due to its small distance, it is also well-suited for planet searches. The Orion Molecular Cloud (OMC-1) is the best studied region of ongoing high-mass star formation, where many low-mass stars also form. The H2-emission seen in the molecular cloud material is due to shock excitation from the outflow of a high-mass young stellar object. However, the physical nature of these shocks remains unclear.
Unter Benutzung des Short-Wavelength-Spectrometers auf ISO, haben wir erstmalig ein Spektrum über den Bereich von 2.4 bis 44.5 m von Orion Peak 1, dem hellsten Teil der OMC-1 Wolke, gewonnen. Wir beobachteten mehr als 60 H2 Linien, inklusive reine Rotationslinien, die einen Temperaturbereich von 510 bis 43000 K aufspannen. Mit diesem konsistenten Satz von H2-Linien sind wir nun in der Lage, zuverlässige Abschätzungen für die gesamte warme, schockangeregte H2-Masse und H2-Leuchtkraft von etwa 1 Sonnenmasse und 120 Sonnenleuchtkräften abzuleiten. Die Redundanz der Bestimmung der H2-Säulendichten verschafft Informationen über die durchschnittliche Anregung des Gases entlang der Sichtlinie über einen bisher nicht erreichten Bereich. Der nächste Schritt wird die Kombination der hochempfindlichen jedoch mit geringer räumlicher Auflösung behafteten ISO-Daten mit räumlich hochaufgelösten MPE 3D Feldspektroskopiedaten sein, was einen weiteren Test der nicht-ebenen (Bugwellen-) Schockmodelle gestattet. Using the Short-Wavelength-Spectrometer on ISO, we obtained for the first time a full scan spectrum from 2.4 to 44.5 m m of Orion Peak 1, the brightest part of the OMC-1 cloud. We observed more than 60 H2 lines including pure rotational lines, spanning a temperature range from 510 to 43000 K. With this consistent set of H2 lines, we are able to derive reliable estimates for the total warm and shock-heated H2 mass and H2 luminosity - around 1 solar mass and 120 solar luminosities, respectively. The redundancy of the H2 column density determinations provides information on the average gas excitation along the line of sight over an unprecedented range. The next step will be to combine the high sensitivity but low spatial resolution ISO data with our high spatial resolution MPE 3D integral field spectroscopy data which will allow us to test further the predictions of nonplanar (bow) shock models.
Um die räumliche Verteilung der nahen jungen Sterne in der Galaxie zu untersuchen, haben wir den ROSAT Himmelsdurchmusterungs-Katalog mit dem Tycho-Katalog naher Sterne verglichen. Objekte, die in beiden Katalogen auftauchen, sind röntgenemittierende junge Sterne. Die räumliche Verteilung dieser jungen Sterne ist nicht symmetrisch zur galaktischen Ebene, sondern folgt dem Gouldschen Gürtel, einer Region mit hellen, jungen, massereichen Sternen, Sternentstehungsgebieten und Dunkelwolken. Durch den Vergleich von ROSAT mit Tycho wurde eine große Population massearmer Sterne des Gouldschen Gürtels entdeckt. Aus ihrer räumlichen Verteilung schließen wir, dass diese Struktur eine im Zentrum leere und sonst gefüllte Ebene ist, anstatt eines schmalen Gürtels. Die Sonne ist innerhalb, aber nicht im Zentrum dieser Struktur. Sternentstehung findet zur Zeit an seinem äußeren Rand statt. To investigate the spatial distribution of young nearby stars in the Galaxy, we cross-correlated the ROSAT All-Sky Survey catalogue with the Tycho catalogue of nearby stars. Objects which appear in both catalogues are X-ray emitting young stars. The spatial distribution of these young stars is not symmetric around the Galactic plane, but clearly follows the Gould Belt, a region of bright, young, high-mass stars, also traced by star-forming regions and dark clouds. The ROSAT-Tycho cross-correlation discovered a large population of low-mass Gould Belt stars. From their spatial distribution, we can conclude that this structure is actually a filled plane which is empty only in its centre, rather than a narrow belt. The sun is inside the empty region but not at the centre. Star formation is currently ongoing at the outer edge of the structure.
Wir haben die als MBM 12 bezeichnete Wolke untersucht, wo wir durch optische Nachfolgebeobachtungen sechs neue T-Tauri Sterne identifiziert haben. Vor der ROSAT Mission waren dort nur drei solche Sterne bekannt. Diese jungen Sterne sind besonders gut geeignet für Untersuchungen mit hoher räumlicher Auflösung und Sensitivität, da sie mit ca. 65 pc sehr nahe sind. We investigated MBM 12, where we have found and identified by optical follow-up observations six new T-Tauri stars, while only three were known before the ROSAT mission. These young stars are particularly well suited for further studies with higher resolution and sensitivity because of their proximity of about 65 pc.
Kugelsternhaufen sind sphärische, dichte Sternhaufen, verstreut über die galaktische Ebene und den Halo. Obwohl sie weniger als 1 Prozent der Sterne der Milchstraße repräsentieren, sind sie eine gute Auswahl, um wechselwirkende Doppelsternsysteme (Kataklysmische Veränderliche CV) und die wenig verstandenen blauen Riesen zu untersuchen. Ein neues Projekt ist die Beobachtung der Kerne solcher Sternhaufen. Da diese Haufen sehr dicht sind, ist eine hohe räumliche Auflösung notwendig. Zur Bestimmung der physikalischen Eigenschaften der Sterne müssen die Daten zeitlich aufgelöst vorhanden sein. Hierzu benutzen wir beugungsbegrenzte Abbildungen der Kugelsternhaufen, die mit ALFA gewonnen wurden, sowie HST Archivdaten, um die Vorhersagen für Anzahldichten von CV's einzugrenzen und die Eigenschaften heller (V<18) blauer Riesen im nahen Infrarot zu studieren. Zusätzlich wird in diesem Projekt auch nach dem möglichen Vorkommen von Begleitern mit niedriger Masse der Sterne auf dem blauen Riesenast des Hertzsprung-Russel-Diagramms gesucht. Dies könnte dazu beitragen, das Problem der zweiten Abhängigkeit (der sog. zweite Parameter neben der Metallhäufigkeit) in Kugelsternhaufen zu lösen. Galactic Globular Clusters (GCs) are essentially spherical, dense stellar clusters, sprinkled about the Galactic halo and disk. Although they contain much less than 1% of our Galaxy's stars, they are excellent test-beds for studies of cataclysmic variable stars (CVs) and the poorly understood blue horizontal branch (BHB). We have begun a project to image the cores of GCs which requires very high resolution imaging due to stellar crowding and time-series photometry in order to search for stars of variable brightness. Currently, we are using near diffraction-limited images obtained with the ALFA instrument. These data, combined with HST archival data, should constrain CV number density predictions and allow a study of the NIR properties of bright (V<18) binary blue straggler stars. In addition, this project will consider the possibility of low mass companion objects along the faint blue horizontal branch. This may help us to probe the problem that the BHB morphology in GCs depends on more than just metallicity, the so-called second parameter. (Butler, Davies, Drapatz, Hearty, Neuhäuser, Rosenthal, Tachihara)

2.2 Stern- und Planetenentstehung

2.2 Star and Planet Formation

Aktuelle Beobachtungen und Modelle zur Sternentstehung beinhalten die Untersuchung zirkumstellarer Scheiben, um die Entstehung und das Erscheinungsbild junger Sterne zu erklären und wie sie in dichten Gebieten von Molekülwolken entstehen. Durch die Untersuchung dieser massearmen Sterne studieren wir Entstehung, Entwicklung und Eigenschaften von zirkumstellaren Scheiben, die ähnlich der sein dürften, in der unser Planet entstand. Current observations and models of star formation require the presence of circumstellar disks to explain the formation and appearance of young suns that evolve within the dense regions of molecular clouds. By studying these forming low mass stars, we are probing the origins, evolution, and properties of circumstellar disks that may be similar to the disk from which our planet formed.
Suche nach extrasolaren Planeten Search for extra-solar planets
Der direkte Nachweis von Planeten, die um andere Sterne kreisen, war bisher nicht möglich, weil die Planeten neben einem hellen Stern zu leuchtschwach sind. Einige sub-stellare Begleiter von normalen Sternen wurden bisher durch Direktaufnahmen nachgewiesen, wobei es sich aber durchweg um spektroskopisch bestätigte braune Zwerge handelt, die die gleiche Eigenbewegung haben wie der helle Stern, um den sie wohl kreisen. Direct imaging detection of planets orbiting other stars had not been possible to date, because of the dynamical range problem, viz. that planets are too faint and too close to bright stars. A few sub-stellar companions to normal stars have been detected by direct imaging, all of which are spectroscopically confirmed brown dwarfs forming a common proper motion pair with their primary star.
Junge Planeten leuchten noch selbst relativ hell wegen anhaltender Akkretion und/oder Kontraktion und sollten daher hinreichend hell sein, um sie nahe neben einem jungen Stern nachweisen zu können. Dies sollte am ehesten in den Infrarotbändern H und K (wenige Mikrometer Wellenlängen) möglich sein, wo der Helligkeitsunterschied zwischen jungen Sternen und jungen Planeten am geringsten ist. Young planets are still self-luminous due to ongoing accretion and/or contraction and should be sufficiently bright for direct detection next to young stars. This should best be possible in the infrared bands H and K (wavelength of a few microns), where the brightness difference between young stars and young planets is expected to be the lowest.
Wir haben eine Suche nach sub-stellaren Begleitern junger (bis 100 Millionen Jahre) naher (bis 75 pc) Sterne im Infraroten begonnen. Unter den Sternen unserer Stichprobe sind u.a. alle Mitglieder der TW Hya und MBM 12 Assoziationen sowie andere junge Sterne, die zum Teil erst kürzlich durch ROSAT entdeckt wurden. Wir führen unsere Beobachtungen hauptsächlich mit den Infrarotdetektoren am ESO 3.5m NTT auf La Silla und am ESO 8.2m ANTU (VLT-UT1) auf Cerro Paranal durch, und zwar in den Bändern H und K. We started an infrared imaging search for sub-stellar companions of young (up to 100 Myrs) nearby (up to 75 pc) stars. Among our targets are all members of the nearby young TW Hya and MBM12 associations, as well as other young stars, some recently discovered by ROSAT. Our observations are performed mainly with infrared detectors at the ESO 3.5m NTT on La Silla and the ESO 8.2m ANTU (VLT-UT1) on Cerro Paranal, all in the H- and K-bands.
Wir haben bereits Hinweise auf einen ersten möglicherweise planetaren Begleiter gefunden, und zwar bei dem jungen Stern TWA-7, der ursprünglich von ROSAT als neues Mitglied der TW Hya Assoziation entdeckt wurde. Ein mehr als 9 Magnituden schwächeres Objekt wurde zuerst von NICMOS mit dem Hubble Space Teleskop entdeckt, und zwar 2.5" südöstlich von TWA-7. Ein Jahr später haben wir dieses Objekt mit der SHARP Speckle-Kamera am ESO-NTT wieder detektiert, sowohl in H als auch in K, wieder 2.5" südöstlich von TWA-7 beim gleichen Positionswinkel. Also könnte es sich bei diesem visuellen Paar um ein Eigenbewegungspaar handeln. Falls das schwache Objekt um TWA-7 kreist, dann hat es dieselbe Entfernung und dasselbe Alter und seine scheinbaren Magnituden H=16.4 und K=16.3 sind mit einem Objekt konsistent, welches eine Temperatur von 1050 K und eine Oberflächenschwerkraft von 3000 cm/s2 hat, was wiederum konsistent ist mit einem 3.2 Millionen Jahre alten Objekt mit nur drei Jupitermassen. In 55 pc Entfernung entsprechen den 2.5" Winkelabstand ein projizierter Abstand von 138 AE, nicht untypisch für zirkumstellare Scheiben. Selbst wenn sich dieses Objekt als Hintergrundobjekt herausstellen sollte, was noch nicht ausgeschlossen werden kann, so wurde doch gezeigt, dass ein direkter Nachweis von extra-solaren Planeten vom Erdboden aus mit jetzt verfügbarer Technologie möglich ist, z.B. eben mit SHARP am NTT. (Abb. II-14) We have already found evidence for a possible planetary companion to the young star TWA-7, originally discovered by ROSAT as a new member of the nearby young TW Hya association. A more than 9 magnitudes fainter object is detected in an HST NICMOS F160W image 2.5² south-east of TWA-7. One year later, using the ESO-NTT with the SHARP speckle camera, we obtained H- and K-band detections of this faint object at a separation of again 2.5² at the same position angle. Hence, this visual pair may form a proper motion pair. If the faint object orbits TWA-7, then it has the same age and the same distance and its apparent magnitudes of H=16.4 and K=16.3 yield absolute magnitudes consistent with an object with temperature 1050 K and surface gravity 3000 cm/s2, consistent with a 3.2 Myears old object with about three Jupiter masses. At 55 pc distance, the angular separation of 2.5² corresponds to 138 AU, well within typical disk sizes. Even if this object turns out to be a background star, which we cannot yet exclude, we have shown that ground-based direct imaging detection of an extra-solar planet is possible with current technology (e.g. with SHARP at NTT). (Fig. II-14) (Eckart, Fernández, Huélamo, Neuhäuser, Ott)
Wir untersuchen Planetenentstehung in zirkumstellaren Scheiben auch mit numerischen Simulationen: Junge Sterne, die in dichten Haufen entstehen, können Beinahezusammenstöße mit anderen Sternen haben, wodurch deren zirkumstellare Scheiben deformiert oder teilweise zerstört werden. In solchen Fällen können auch Sterne aus dem System herausgeschleudert werden, die dann kaum noch eine Scheibe haben. Weitere Berechnungen zeigen, dass sich bei manchen Beinahezusammenstößen von Sternen mit Scheiben Fragmente in der übrigbleibenden Scheibe bilden, die Massen von nur wenigen Jupitermassen haben. Somit scheint Fragmentation in solchen Scheibenresten eine Möglichkeit für die Entstehung von braunen Zwergen zu sein. We also investigated planet formation in circumstellar disks by numerical simulations: young stars, which form in dense clusters, often have near encounters with other stars, which can deform or even strip the circumstellar disks around them. In such cases the ejected star loses a significant fraction of the disk material. Further calculations show that in some cases of near encounters between circumstellar disks, small fragments are formed out of the debris disk material with masses of several Jupiter masses. Thus, fragmentation of an highly distorted disk is an alternative mechanism for brown dwarf formation.
Abb. II-14: Links ist das HST NICMOS Bild zu sehen, aufgenommen im März 1998, welches den hellen T-Tauri Stern TWA-7 zeigt, der teilweise durch einen Koronographen verdeckt ist, sowie den viel schwächeren Planeten-Kandidaten 2.5" südöstlich. In der Mitte und links sind unsere NTT-SHARP Bilder zu sehen, beide im Juni 1999 aufgenommen, wo man den Planeten-Kandidaten weiterhin bei gleichem Abstand und gleichem Positionswinkel sehen kann, so dass dies ein wirklicher Begleiter sein könnte. Falls das schwache Objekt ein Begleiter des T-Tauri Sterns ist, also die gleiche Entfernung und das gleiche Alter hat, dann erhalten wir aus seinen H und K Magnituden eine Masse von nur ca. drei Jupitermassen. Sein Orbit würde ca. 2000 Jahre lang dauern. Die Bahnbewegung betrüge also nur ca. ein Drittel Bogengrad pro Jahr, was noch nicht detektierbar ist. Ob das schwache Objekt ein Planet oder ein Hintergrundobjekt ist, kann nur durch ein Spektrum geprüft werden.

Fig. II-14: In the left panel, the HST Nicmos image is shown, taken in March 1998, showing the bright T Tauri star TWA-7, partially occulted behind a coronograph, and its much fainter planetary companion candidate 2.5" to the lower left (south-east). In the middle and right panels, our NTT-SHARP images are shown, both taken in June 1999, where we can still see the planet candidate at the same separation and position angle, so that it could well be a real companion. If the faint object would indeed be a companion of the T-Tauri star, i.e. if it has the same age and distance, we derive from its H and K magnitudes a mass of roughly 3 Jupiter masses. Its orbit would be roughly 2000 years. Orbital motion would be one third of a degree per year, too small to be detectable so far. Whether the faint object is a planet or a background object can be checked only be a spectrum.

Weiterhin wird nach extrasolaren Planeten mittels Messungen von Radialgeschwindigkeitsänderungen bei normalen Sternen gesucht. Die Radialgeschwindigkeit von etwa 30 Sternen in der südlichen Hemisphäre wird regelmäßig mit dem hochauflösenden Coudé-Echelle-Spektrograph am Coudé Auxiliary Telescope auf La Silla (ESO) gemessen. Im Jahr 1999 konnte die Entdeckung eines Riesenplaneten mit einer Masse von mindestens 2.26 Jupitermassen berichtet werden, der den G0V-Stern i Hor umkreist (Abb. II-15). Mit einer Umlaufperiode von 320 Tagen, einer großen Halbachse von 0.925 AE, und einer Exzentrizität von 0.161 bewegt sich dieser Planet in der erdähnlichsten Umlaufbahn, die jemals bei extrasolaren Planeten gefunden wurde. We also search for extra-solar planets by looking for radial velocity variations in normal stars. A sample of around 30 stars in the southern hemisphere are monitored in RV with the highly precise Coudé Echelle Spectrograph at the Coudé Auxiliary Telescope at ESO/La Silla. In 1999 we announced the discovery of a giant planet, with at least 2.26 times the mass of Jupiter, orbiting the G0V star i Hor (Fig. II-15). With an orbital period of 320 days, a semi-major axis of 0.925 AU, and an eccentricity of 0.161, this planet moves in the most Earth-like orbit found so far among extra-solar planets.
Da für Begleiter, die mittels Radialgeschwindigkeitsmessungen gefunden werden, die Inklination des Orbits unbekannt bleibt, kann nur eine untere Massengrenze angegeben werden. Wenn das System bedeckend ist, können Inklination und Begleitermasse genau angegeben werden. Mit verschiedenen kleineren Teleskopen (Mallorca, Calar Alto) konnte ein Transit des vermuteten Planeten um HD 209548 beobachtet werden, und somit das Objekt als Planet bestätigt werden. Aus der Lichtkurve des Transitereignisses ergibt sich ein Planetenradius von 1.3 Jupiterradien und eine Masse von 2/3 der Jupitermasse. Da der Planet sehr nahe um den Stern herumkreist, seine Bahnperiode beträgt nur 3.5 Tage, wird der Planet vom Stern stark erhitzt und ist deshalb sehr groß. For companions found by radial velocity variation, one can deduce only a lower mass limit due to the unknown orbital inclination. Only if the system is eclipsing, one can obtain the inclination and the companion mass. We have observed a transit of the planet candidate around HD 209548 using different small telescopes (Mallorca, Calar Alto), thereby confirming this object to be a planet. From the transit light curve, we deduce a planet radius of 1.3 Jupiter radii and a mass of 2/3 of a Jupiter mass. Because of the small distance between the planet and its star, the orbital period is just 3.5 days, the planet is heated strongly by the star and, hence, very large. (Brandl, Burwitz, Dennerl, Döbereiner, Eckart, Fernandez, Huélamo, Joergens, Kürster, Neu-häuser, Ott)
Abb. II-15: Die von 1992 bis 1998 gemessenen Radialgeschwindigkeitsdaten für i Hor, gefaltet mit der Umlaufperiode aus dem besten Fit von 320 Tagen. Die durchgezogene Linie stellt den leicht exzentrischen (e=0.1610) Kepler-Orbit aus dem besten Fit dar.

Fig. II-15: The radial velocity data for i Hor are shown for measurements between 1992 and 1998, folded with the best-fit period of 320 days. The best-fit, slightly eccentric (e=0.1610), Keplerian orbit is overplotted.

Junge braune Zwerge Young brown Dwarfs
Braune Zwerge sind von der Masse her Zwischenstufen zwischen Sternen und Planeten. Junge braune Zwerge sollten den T-Tauri Sternen sehr ähneln, da beide Typen Vor-Hauptreihensterne sind und Wasserstoff nur instabil verbrennen. Wir haben durch tiefe ROSAT Pointierungen Röntgenstrahlung bei vier jungen braunen Zwergen detektiert, die sich in den Sternentstehungsgebieten Chamäleon und r Oph befinden. Allerdings wurden trotz sehr tiefer Pointierungen weder die mittelalten braunen Zwerge in den Plejaden noch die alten nahen braunen Zwerge im Feld detektiert. Es sieht also so aus, als würden nur junge braune Zwerge Röntgenstrahlung emittieren: Nach der instabilen Wasserstoffbrennphase sinken Temperatur und Leuchtkraft, somit auch der Temperaturgradient und die Konvektionsgeschwindigkeit zwischen Innerem und Oberfläche. Daher kommt die Konvektion und der Röntgenstrahlung verursachende Dynamo zum Erliegen. Wir erwarten, die Frage der Röntgenstrahlung von braunen Zwergen endgültig mit tiefen XMM Pointierungen lösen zu können. Brown dwarfs are intermediate in mass between normal stars and planets. Young brown dwarfs should be quite similar to T-Tauri stars, because both are pre-main sequence objects and burn hydrogen in an unstable manner. We detected X-ray emission in four young brown dwarfs located in the Chamaeleon and r Oph star forming regions in deep ROSAT pointings. However, even in very deep pointings, none of the Pleiades nor nearby field brown dwarfs could be detected. Hence, it seems that only very young brown dwarfs emit X-rays: after the (unstable) hydrogen burning phase, luminosity and central temperature decrease. As a result, the temperature gradient between centre and surface also drops. Therefore, the convection (velocity) and the dynamo will cease. We expect to solve the problem of X-ray emission of brown dwarfs with deep XMM observations.
Bei einer Ha Durchmusterung der Chamäleon Wolke haben wir 12 späte M-Zwerge gefunden, bei denen es sich um braune Zwerge oder sehr massearme T-Tauri Sterne handelt. In neuen, hochaufgelösten optischen Spektren der acht hellsten dieser Objekte haben wir Lithium-Absorption detektiert. Aus der Stärke dieser Linien und den Spektraltypen der Objekte schließen wir, dass es sich bei mindestens vier Objekten sicher um braune Zwerge handelt. Alle acht Objekte haben auch eine mit kinematischer Mitgliedschaft in der Chamäleon Assoziation konsistente Radialgeschwindigkeit. In an Ha survey of the Chamaeleon cloud, we have found 12 late M-type objects, which are brown dwarfs or very low-mass T-Tauri stars. With new, high-resolution optical spectra of the eight brightest objects, we detected the Lithium absorption lines. From the strength of the Lithium line and the spectral type of the objects, we conclude that at least four of these eight objects are really bona fide brown dwarfs. All eight objects have radial velocities consistent with kinematic membership to Chamaeleon. (Hambaryan, Hearty, Neuhäuser, Stelzer)
Massearme Vorhauptreihensterne Low-Mass Pre-Main Sequence Stars
In der ersten Phase der Sternentstehung ist der Protostern tief in einer dichten, massereichen und ausgedehnten Gas- und Staubhülle eingebettet. Wir haben eine räumlich hochauflösende (< 1") Langzeitstudie bei 2.7 mm und 1 mm mit dem BIMA Millimeterarray angefangen. Im mm-Bereich können wir durch die Staubwolken blicken, die eine Beobachtung der jungen Quellen bei optischen Wellenlängen verhindern. Unsere Abschätzung ergab, dass in den tief eingebetteten Systemen mehr als 85% der thermischen 2.7 mm Emission von großräumigen Strukturen herrührt. Falls es tatsächlich eine zirkumstellare Scheibenkomponente gibt, ist sie nur schwer eindeutig von der Emission der Hülle, die sich nach innen bis zu AE-Skalen erstreckt, zu unterscheiden. Das legt nahe, dass junge zirkumstellare Scheiben der eingebetteten Systeme nur untergeordnete Massenreservoire verglichen mit der inneren zirkumstellaren Hülle sind. So ist jede zirkumstellare Scheibe in diesen Systemen weniger massereich als die erwartete, zu kleinen Skalen nach einem Potenzgesetz extrapolierte, Masse der umgebenden Wolke. In the first phase of star formation, the deeply embedded protostar is enshrouded within a large-scale, massive envelope. We have embarked upon a long term sub-arcsecond study of the mass in these systems at 2.7 mm and 1 mm wavelengths, using the BIMA millimeter array. In the millimeter regime, we can peer inside the dense obscuration that prevents the youngest sources from being seen at optical wavelengths. We estimate that in the deeply embedded systems more than 85% of the 2.7 mm thermal emission is from large-scale structures. In fact, if there is a circumstellar disk component, it is difficult to uniquely isolate it from the envelope emission, extending inward to AE size scales. This suggests that young circumstellar disks of the embedded systems are not prominent mass reservoirs compared to the inner circumstellar envelope. Thus, any circumstellar disk in these systems is not more massive than the expected mass of the power-law envelope extrapolated to small scales.
Unsere Studie umfaßt eine große Anzahl von Mehrfach-Systemen: Alle beobachteten eingebetteten Objekte befinden sich in kleinen Gruppen oder Doppelsternsystemen. Morphologisch, basierend auf der Separierung des Systems, haben wir unsere Objekte in drei formale Klassen von Mehrfach-Systemen eingeteilt: getrennte Hülle (Abstand mehr als 6500 AE), gemeinsame Hülle (Abstand 150-3000 AE) und gemeinsame Scheibe (Abstand weniger als 100 AE). Dies entspricht drei unterschiedlichen "Momenten" während der Sternentstehung wenn Fragmentierungsmechanismen den Entstehungsprozeß dominieren: vor dem Wolkenkollaps, kurz nach dem Wolkenkollaps und früh in der Scheibenbildung. Demnach zeigt die Abstandsmorphologie eine Zeitsequenz der Entstehung von Doppelsternsystemen in der Sternentwicklung an. Our study reveals a large number of multiple systems; all of the embedded objects observed were in small groupings or binary systems. Morphologically, based on the system separation, we categorised our sample into three formal types of multiple systems: separate envelope (separation more than 6500 AU), common envelope (separation 150-3000 AU), and common disk (separation less than 100 AU). These are three distinct moments during star formation when fragmentation mechanisms dominate the formation process: before cloud collapse, slightly after cloud collapse, and early in the disk formation. Thus, the separation morphology indicates a time sequence during which binaries form in stellar evolution.
Während sich der Stern entwickelt besitzt die Hülle kaum noch Masse und die zirkumstellare Scheibe wird zur Hauptquelle des Infrarotexzesses. Das archetypische Objekt dieser Klasse junger Sterne, T-Tauri, ist ein Doppelstern (Abstand 0.6"). Wir haben neue hochauflösende abbildende Spektroskopiedaten im Nahinfrarot des T-Tauri-Systems mit MPE 3D und dem adaptiven Optik- System ALFA gewonnen. Mit diesen nahezu beugungsbegrenzten Beobachtungen (0.2") haben wir erstmalig die interessanten inneren Regionen der Sternentstehung mit Br-g und H2 Quadrupollinien aufgelöst. As the star evolves, the envelope of the young star is nearly depleted and the circumstellar disk is the main source of the infrared excess. For this class of young stars, the archetypal object T-Tauri is actually a binary system (separation of 0.6"). We have obtained new, high-resolution, integral-field, near-infrared spectroscopy of the T-Tauri system using MPE 3D and the adaptive optics system ALFA. With these, nearly diffraction limited observations (0.2"), we have for the first time resolved the interesting inner regions of star formation in the binary system with Br-g and the H2 quadrupole lines.
Zusätzlich haben wir hochauflösende (< 1") mm-Beobachtungen mit dem BIMA mm-Array von einer Anzahl Einzel- und Doppel-T-Tauri-Systemen durchgeführt. Wir lösen die zirkumstellaren Scheiben von HL Tauri, DG Tauri und DG Tau B (Abb. II-16), mit Radien von etwa 100 AE, und die zirkumbinäre Scheibe von GG Tauri, mit einem Radius von etwa 400 AE, auf. Unter Benutzung einfacher Massenabschätzungen finden wir zirkumstellare Massen der T-Tauri Quellen von 0.01 - 0.08 M¤ , typischerweise einen Faktor 5 kleiner als für die tief eingebetteten Systeme. Dies folgt dem breiten Trend, dass ältere Quellen weniger Masse zum Akkretieren übrig haben, und dass die stellare Masse schließlich fast der Hauptreihenmasse entspricht. In addition, we have sub-arcsecond millimeter observations from the BIMA millimeter array of a number of single and binary T-Tauri systems. We resolve the circumstellar disks of HL Tauri and DG Tauri, and DG Tau B (Fig. II-16), radii of around 100 AU, and the circumbinary disk of GG Tauri, radii of 400 AU. Using simple mass estimates, we find that the T-Tauri sources have circumstellar masses ranging from 0.01 - 0.08 M¤ , typically factors of 5 times less than the deeply embedded systems. This follows the broad trend that the older sources have little mass left to accrete and the stellar mass is nearly at the final main sequence mass.
Abb. II-16: Bild des jungen Sterns DG Tau B bei 1.6 m und 2.7 mm Wellenlänge. Das Farbbild ist eine 1.6 m HAST-Aufnahme; die Konturlinien der thermischen 2.7 mm-Emission sind darübergelegt. Während die HST-Daten das Streulicht aus dem Ausströmungstrichter zeigen, weisen die hochaufgelösten, interferometrischen Daten den kühlen Staub aus der zirkumstellaren Scheibe nach. Man beachte, dass die Scheibe senkrecht zur Jet-Ausfluss-Achse aufgelöst ist.

Fig. II-16: Image of the young star DG Tau B at 1.6 microns and 2.7 mm wavelengths. The color image is an HST 1.6 m m image. Overlaid are the contours of the 2.7 mm thermal emission. While the HST data traces the scattered light from the outflow cavity, the high-resolution interferometric data is probing the cool dust of the circumstellar disk. Note the disk is resolved perpendicular to the jet outflow axis.

Nach der klassischen T-Tauri Phase mit zirkumstellarer Scheibe hat sich ein sonnenähnlicher Stern entwickelt - nun ohne Scheibe, aber immer noch sehr jung. Solche Sterne rotieren sehr schnell und zeigen starke Röntgenstrahlung. In der fluss-limitierten ROSAT Himmelsdurchmusterung wurden alle T-Tauri Sterne beobachtet, viele von ihnen auch in tiefen Pointierungen. Da Röntgenstrahlung bei T-Tauri Sternen vermutlich durch magnetische koronale Aktivität erzeugt wird, sollte sie variabel sein. After the classical disk phase of T-Tauri stars, a sun like star is left without dust, but still very young. Such stars rotate very fast and show strong X-ray emission. With ROSAT, all T-Tauri stars have been observed in the flux-limited All-Sky Survey and many also in deep pointed observations. Because X-ray emission of T-Tauri stars is believed to be due to magnetic coronal activity, it should be variable.
Das ROSAT Datenarchiv wurde systematisch nach Röntgenausbrüchen bei jungen Sternen durchsucht, um die Ausbruchscharakteristik von T-Tauri Sternen in und um Taurus mit etwas älteren Null-Alter-Haupt-reihensternen in den Plejaden und Hyaden zu vergleichen. Wir berücksichtigen auch alle HRI Pointierungen mit Doppelsternen im Beobachtungsfeld, um zu untersuchen, ob nur jeweils eine oder beide Komponenten zur Röntgenstrahlung beitragen und ob sie Variabilität zeigen. Wir untersuchen die Variabilität sowohl in zeit-gebinnten also auch ungebinnten Lichtkurven (Bayesischer Modellvergleich mit dem sog. Scargle-Test). Ausbrüche bei Spättypsternen unterschiedlichen Alters ergeben Informationen über die Entwicklung ihrer koronalen Aktivität, die wiederum mit der Drehimpulsentwicklung gekoppelt sein dürfte. Die Leuchtkraft, die bei einem Ausbruch emittiert wird, und die Ausbruchshäufigkeit sinken mit zunehmendem Alter. Die Analyse der Spektren (oder Härteverhältnisse) während Ausbruch, Abfall und anschließender Ruhephase zeigt, dass in den meisten Fällen die Spektren während der Ausbrüche härter sind als in der Ruhephase, was konsistent ist mit Plasmaheizung während der Ausbrüche. Von den 52 in T-Tauri und anderen jungen Sternen gefundenen Ausbrüchen schließen wir, dass solche Ausbrüche sehr selten sind: Die Sterne verbringen weniger als 1% der Beobachtungszeit in einer aktiven Phase. The ROSAT PSPC Data Archive has been systematically searched for X-ray flares on young stars to compare the flare characteristics of T-Tauri stars (in and around Taurus) with somewhat older zero-age main sequence populations of the Pleiades and Hyades clusters. We include all ROSAT High-Resolution Imager observations with binaries in the field to find out whether only one or both components emit X-rays and whether they show variability. We study X-ray variability both in binned light curves as well as in unbinned light curves (Bayesian model comparison using the so-called Scargle test). Flares on late-type stars of different ages provide information on the evolution of their coronal activity, which may be linked to their angular momentum. The luminosity emitted during the flare event and flare frequency decline with stellar age. The analysis of hardness ratios (spectral information) during rise, decay, and the quiescent phase shows that in most cases the hardness increases during the flares as compared to the quiescent state, indicating that plasma heating takes place during flares. From 52 flares detected in T-Tauri and other young stars, we conclude that flares are rare: The stars spend less than 1% of the observing time in an active state.
Mit optischen Nachfolgebeobachtungen von ROSAT-Quellen wurden neue T-Tauri Sterne auch ausserhalb der bisher bekannten Sternentstehungswolken entdeckt. Diese könnten entweder dort entstanden sein, wo wir sie heute finden (wo aber die Wolken sich schon aufgelöst haben), oder sie könnten aus anderen Wolken herausgeschleudert worden sein. Diese beiden Hypothesen sagen verschiedene Rotationsperioden und Doppelsternparameter voraus, so dass sie sich durch Beobachtungen testen lassen. With optical follow-up observations of ROSAT sources, new T-Tauri stars were found outside of star forming clouds. They may have formed either near their present locations (and the clouds have dispersed since then) or they were ejected from known clouds elsewhere. These hypotheses predict different rotation periods and binarity parameters, so that we can test them by observation.
Wir haben bei T-Tauri Sternen ausserhalb der Lupus-, Chamäleon- und Orion-Wolken optische Photometrie und räumlich hochaufgelöste Bilder aufgenommen. Aus der optischen Photometrie konnten wir Rotationsperioden bei zwei Drittel der Sterne ermitteln. Die Tatsache, dass die Perioden im Mittel länger sind als bei nahe der Wolken gelegenen Sterne, stützt eher die Hypothese, dass sie in kleinen Wölkchen entstanden sind, die sich kurz nach der Sternbildungsphase aufgelöst haben. Wir haben berechnet, dass höchstens ein kleiner Anteil dieser Sterne (oder auch gar keine) von woandersher durch Drei-Körper-Stöße herausgeschleudert wurden. Die hohe Doppelsternhäufigkeit, die durch die räumlich hochaufgelösten Bilder von Orion T-Tauri Sternen gefunden wurde, unterstützt ebenfalls die Hypothese, dass die meisten der T-Tauri Sterne, die heute nicht mehr in Wolken liegen, in inzwischen aufgelösten kleinen Wölkchen entstanden sind. We have performed optical photometric monitoring of ROSAT T-Tauri stars near the Lupus and Chamaeleon clouds and high-resolution imaging of ROSAT T-Tauri stars near the Orion clouds. From the optical photometry, the rotational periods of 2/3 of the sample has been obtained. The fact that the periods are, on average, longer than what is observed for stars near the cloud, supports the hypothesis that they formed in small cloudlets that may have been dissipated shortly after the star formation process. We estimate that only a very small fraction, if any, of the stars were ejected from other regions by three body encounters. The high binary frequency found from the high resolution imaging of the Orion sample also supports the cloudlets hypothesis for the origin of those stars.
Unter den neuen ROSAT T-Tauri Sternen haben wir auch viele neue spektroskopische Doppelsterne (SB-Sterne) gefunden. Wir suchen nun nach einem bedeckenden doppellinigen SB T-Tauri Stern, um erstmals die Masse bei einem Vor-Hauptreihenstern späten Spektraltyps direkt zu bestimmen. Eine solche genaue Massenbestimmung eines T-Tauri Sterns würde einen sehr wichtigen Datenpunkt in einem bisher noch kaum untersuchten Bereich des Alter-Masse-Diagramms liefern und einen kritischen Test theoretisch berechneter Vor-Hauptreihen-Entwicklungswege ermöglichen. Normalerweise kann man bei SB Sternen nur untere Massengrenzen bestimmen; die unbekannte Bahninklination verhindert die exakte Massenbestimmung. Bei den von uns untersuchten Sternen kann man die Inklination nur erhalten, wenn das System bedeckend ist. Deshalb führen wir zur Zeit umfangreiche Beobachtungen aus, sowohl spektral hoch-aufgelöste Beobachtungen (um weitere Umlaufbahnen zu bestimmen) als auch Langzeit-Photometrie (um Bedeckungen zu finden). Among the new ROSAT T-Tauri stars, we have found several spectroscopic binaries (SB). We search for an eclipsing double-lined SB T-Tauri star, to determine for the first time the mass of a late-type pre-main sequence star. A direct mass measurement of a T-Tauri star would provide an extremely valuable data point in an as yet mostly unexplored region of the age-mass diagram, allowing a decisive experimental test of the different existing sets of theoretical evolutionary models of very low mass objects. Usually, one can only determine limits on the individual masses in SB stars from the orbit. The unknown orbital inclination prohibits a direct mass determination. For our targets, the inclination can be known only in an eclipsing system. Hence, we are currently performing extensive high-resolution spectroscopic observations (to determine orbits) and photometric monitoring campaigns (to find eclipses).
Während T-Tauri Sterne sonnenähnlich, aber sehr jung sind, ist z.B. Capella ein sonnenähnlicher alter Stern. Bei der ersten Beobachtung mit dem Niedrig-Energie-Transmissions-Gitter (LETG), das am MPE für Chandra entwickelt wurde, haben wir ein Röntgenspektrum von Capella mit sehr hoher Auflösung gewonnen (Abb. III-9 im Projektteil). Ca. 150 koronale Emissionslinien zwischen 5 und 170 Å wurden entdeckt. Aus den individuellen Linienverhältnissen der C-, N- und O-Triplets konnten wir auf eine Elektronendichte von 2.5´ 10-8 cm-3 schließen. Eine vorläufige Analyse der FeXVII Linien zwischen 15 und 17 Å zeigt Opazitätseffekte, die durch Resonanzstreuung verursacht wurden. Die Existenz von verbotenen Linien (z.B. OVII-Triplet) zeigt, dass das Plasma eine niedrige Dichte hat. While T-Tauri stars are solar analogues at very young ages, Capella is a star comparable to the Sun in both mass and age. As the "First Light" of the Low Energy Transmission Grating (LETG), developed at MPE for Chandra, we have obtained a high resolution X-ray spectrum of the star Capella (Fig. III-9 in projects chapter). About 150 coronal emission lines between 5 and 170 Å could be detected. Using the individual line ratios of the C-, N- and O-triplets, an electron density of about 2.5´ 10-8 cm-3 was derived. A preliminary analysis of the FeXVII lines between 15 and 17 Å indicates opacity effects due to resonant scattering. The presence of forbidden lines (e.g. of the OVII triplet) shows that the plasma is at low density. (Burwitz, Davies, Fernández, Hambaryan, Joer-gens, König, Looney, Neuhäuser, Predehl, Stelzer, Tacconi-Garman, Thatte)
Sterne mittlerer Masse Intermediate-Mass Stars
T-Tauri Sterne können auch Begleiter von massereicheren Sternen sein. Wir haben die Röntgenstrahlung bei 47 Doppelsternen der sog. Lindroos-Stichprobe untersucht, die von ROSAT beobachtet wurden. Bei diesen Systemen handelt es sich um visuelle Paare aus einem Frühtyp-Hauptstern (meistens spät-B) und einem Spättyp-Begleiter (G oder K). Die Alter dieser Systeme reichen von 50 bis 150 Millionen Jahre. Aus der Röntgenstrahlung der Begleiter schließen wir, dass die Systeme wahrscheinlich physikalisch gebunden und jung sind. Solche jungen nahen T-Tauri Sterne sind für räumlich hoch-aufgelöste Untersuchungen und Planetensuche sehr geeignet. T-Tauri stars can also be companions to higher mass stars. We have studied X-ray emission from 47 binary systems of the so-called Lindroos sample as observed by ROSAT. These systems are visual binaries comprised by an early-type primary (mostly late-B) and a later-type secondary (G or K). The ages of the systems range between 50 and 150 Myr. From the X-ray emission of the secondaries, we conclude that they are young and physically bound to the primaries. Such nearby young T-Tauri stars are very useful for high spatial resolution studies and planet searches.
Herbig Ae/Be-Sterne sind Vorhauptreihensterne mittlerer Masse. Nahe dem Herbig Ae/Be Sternhaufen BD+404124 befindet sich das bemerkenswerte Objekt V1318 Cygni, bestehend aus zwei Sternen, die Emissionslinien aufweisen. Mit dem Nahinfrarotspektrometer MPE 3D und dem Adaptive-Optik-System ALFA (siehe Projektteil) gewannen wir räumlich hochaufgelöste K-Band-Spektren der BD+404124-Region. Dies gestattet uns die räumliche Trennung der Emissionslinienbereiche von denen mit Kontinuumsemission. Mit Hilfe der Emissionslinienverhältnisse wird der Anregungsmechanismus in diesem interessanten Objekt bestimmt. Herbig Ae/Be stars are intermediate-mass, pre-main sequence stars. Near the Herbig Ae/Be star cluster BD+404124 is the remarkable object V1318 Cygni, consisting of two emission-line stars. With the near-infrared spectrometer MPE 3D and adaptive optics system ALFA (see project sections), we obtained high-resolution K-Band spectra of the BD+404124 region. This allows us to spatially resolve emission line regions from the continuum emission. With the emission line ratios, we are determining the excitation mechanism in this remarkable object. (Huélamo, Looney, Neuhäuser, Supper, Tecza)
Massereiche Sterne High-Mass Stars
Wie beeinflussen massereiche Sterne die Entstehung ihrer masseärmeren Nachbarn? Um diese Frage zu beantworten, versuchen wir die stellare Zusammensetzung galaktischer Sternentstehungsgebiete zu entschlüsseln. Mit Hilfe der adaptiven Optik können wir die sehr kompakten Kerne dieser jungen und massereichen Sternhaufen auflösen. In NGC 3603, dem massereichsten sichtbaren Sternentstehungsgebiet in unserer Galaxie, konnten wir selbst noch Sterne mit einer Masse von nur 1 M¤ abzählen, und wir fanden darin weit mehr Sterne mit mittleren Massen als von der Theorie vorausgesagt. Die Farben dieser sehr jungen Sterne deuten zudem darauf hin, dass in der Starburst-Region NGC 3603 die zirkumstellaren Scheiben viel schneller zerstört wurden, als in ruhigeren Sternentstehungsgebieten. How do the high-mass stars affect the formation of their low-mass neighbours? To address this question, we have an ongoing project to derive the stellar content of Galactic starburst regions. Assisted by adaptive optics, we can resolve the very compact cores of young, high-mass clusters. In NGC 3603, the most massive visible star-forming region in the Galaxy, we were able to count stars with masses as low as 1 M¤ , and we found many more intermediate mass stars than anticipated from theoretical predictions. In addition, the colours of these very young stars indicate that the circumstellar disks have been disrupted much faster in the starburst region NGC 3603 than in more quiescent star-forming regions.
Darüberhinaus untersuchen wir, ob Starbursts auch eine große Zahl von Sternen mit subsolaren Massen bilden. Mit langen Belichtungen am VLT haben wir die empfindlichsten Bilder von NGC 3603 erhalten, die jemals von diesem Gebiet aufgenommen wurden. Diese Aufnahmen zeigen noch Sterne mit einer Masse von nur 0.1 M¤ . Es ist möglich, dass die große Anzahl von Sternen mit sehr niedriger Masse von der Zerstörung der zirkumstellaren Scheibe und der Unterdrückung der Akkretion auf junge Sternen herrührt. Um die Region noch genauer zu verstehen, haben wir mit Hilfe abbildender Spektroskopie am AAT den homogensten Satz von Nahinfrarot-Spektren der massereichen Sterne gewonnen, den es bisher von diesen Sternen gibt. Diese Daten werden uns Aufschluß über die Zerstörung der zirkumstellaren Scheiben in Starbursts geben. Also, we are studying whether starburst regions form a large number of sub-solar mass stars. Using the deep near-infrared imaging at the VLT, we have made the deepest images ever of NGC 3603. These data show stars with masses as low as 0.1 M¤ . It is possible that the large number of very low mass stars is due to the disruption of the circumstellar disks and the suppression of accretion onto young stars. In order to investigate the region in more detail, we are extracting with the help of imaging spectroscopy at the AAT the most homogeneous set of high-mass star spectra in the near-infrared to date. With these data, we will investigate the early disruption of circumstellar discs in a starburst.
Ultrakompakte HII (UCHII) Gebiete sind Nebel aus ionisiertem interstellarem Gas, in denen junge, massereiche Sterne entstehen. Erst kürzlich wurde entdeckt, dass diese UCHII Gebiete Mehrfach-Sternsysteme enthalten, und nicht nur von einzelnen Sternen zum Leuchten angeregt werden. Mit dem abbildenden Spektrometer MPE 3D und der adaptiven Optik ALFA (vgl. Abschnitt zu den einzelnen Projekten) konnten wir erstmals Spektren von den einzelnen, räumlich aufgelösten Sternen in einem UCHII Gebiet gewinnen, und damit die stellare Zusammensetzung ableiten. Ultra-compact HII (UCHII) regions are nebulae of ionised interstellar gas, where very young, massive stars are forming. Only recently, it was discovered that UCHII regions are actually comprised of multiple star systems and not single stars. With the imaging spectrometer MPE 3D and the adaptive optics project ALFA (see project section), we have, for the first time, taken spectra of the spatially resolved stars in an UCHII region, allowing us to derive their stellar content.
Seit 1991 haben wir das innerste Parsec unserer Milchstraße mit Hilfe von Speckle-Interferometrie im Infraroten beobachtet. Dies erlaubt uns, eine Ortsauflösung von besser als einer Bogensekunde zu erreichen. In dieser Region herrschen drei verschiedene Sterntypen vor: 80% sind späte Riesen auf dem asymptotischen Riesenast, der Großteil der verbleibenden 20% zeigen prominente He-Emissionslinien. Die restlichen Sterne haben stark gerötete, linienarme Spektren, was darauf hindeutet, dass sie in Staubscheiben eingehüllt sind. Since 1991, we have observed the central parsec of our Galaxy with sub-arcsecond resolution using infrared speckle interferometry. This region is dominated by three different stellar constituents: 80% are late-type giants on the asymptotic giant branch, most of the remaining 20% of the stars exhibit strong He-emission, and the rest are objects with steep, red and featureless spectra which probably are embedded in dust shells.
Die zwei letztgenannten Typen sind junge (1-2 Millionen Jahre) Objekte. Modelle ihrer Atmosphären (He-Emission) sagen sehr massereiche Sterne voraus (~ 100 M¤ ). Durch die Entdeckung eines Bedeckungsveränderlichen unter diesen Sternen konnten wir durch direkte Beobachtungen die Massenvorhersage bestätigen. Wir berechneten die Gesamtmasse des Doppelsternsystems zu mindestens 100 M¤ . Mit diesem Wissen (und den Eigenbewegungen der Sterne) ist es nun möglich, die Masse des vor einigen Jahren entdeckten zentralen schwarzen Lochs genauer zu bestimmen. Zusätzlich erlaubten uns unsere hochaufgelösten Polarisationsdatensätze zu zeigen, dass einige der stark geröteten Objekte ausgedehnt sind. Dies sind also Sterne, die erst vor kurzer Zeit entstanden sind. The latter two categories are young objects (1-2 million years). Models of their He-emission predict very massive stars (~ 100 M¤ ). With the discovery of an eclipsing binary amongst the He-stars, we could observationally confirm the mass estimate of this stellar population. We determined that the total mass of the binary system was at least 100 M¤ . Using our high-resolution, polarimetric data, it is also possible to prove that some of the very red objects are embedded in circumstellar dust possibly because they are recently formed stars. (Eckart, Eisenhauer, Genzel, Ott)

2.3 Endstadien der Sternentwicklung

2.3. End States of Stellar Evolution

Am Ende seiner thermonuklearen Entwicklung kollabiert ein massereicher Stern zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch, wobei er seine äussere Hülle in einer Supernovaexplosion in den Weltraum hinaus schleudert. Sogar ein Weisser Zwerg, der das Endstadium der Entwicklung von weniger massereichen Sternen repräsentiert, kann nach der Akkretion von Masse eines nahen Begleitsterns als Supernova in Erscheinung treten. Supernovae sind anhand ihrer radioaktiven Trümmer (Ejekta) oder durch die von Stoßwellen produzierte Strahlungsemission direkt beobachtbar. Linienbeobachtungen im Gammastrahlungsbereich erlauben das direkte Studium der Nukleosynthese, die wesentliche Aufschlüsse über die in einer Supernova ablaufenden Prozesse liefert. Der während der Supernova entstandene kompakte Stern sowie der expandierende Supernova-Überrest (SNR) lassen sich über das gesamte elektromagnetische Spektrum beobachten. A massive star, at the end of its thermonuclear life, will collapse in its core to a neutron star or black hole and eject its shell in a supernova explosion. Even a white dwarf, the end state of a less massive star, can turn into a supernova after accretion of matter from a binary companion. Supernovae can be directly observed through their radioactive debris or by radiation from shock waves generated by the impact of the explosion on the circumstellar environment. gamma-ray line observations allow us to study explosive nucleosynthesis, a key characteristic of the supernova process. The resulting compact stellar remnants and the expanding supernova remnants (SNRs) are studied throughout the electromagnetic spectrum.
Supernovae Supernovae
Die sonnennächste Supernova des Typs Ia (thermonukleare SN) in diesem Jahrzehnt ereignete sich in der Galaxie M96 in 10 Mpc Entfernung (SN1998bu). Aus den Messungen mit dem Compton Gamma-Ray Observatorium ergaben sich überraschenderweise keine Hinweise auf 56Co-Radioaktivität. Damit kommen die zu helleren Lichtkurven führenden Modell-Varianten mit starker Durchmischung der Supernova-Hülle nicht in Frage, insbesondere nicht die durch Helium-Explosion angestoßenen Supernovae. The closest thermonuclear supernova in the last decade SN1998bu (type Ia) exploded in 1998 in M96 at a distance of about 10 Mpc. Our search for 56Co radioactivity with the Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) did not show any hint of a signal, contrary to expectations from the brighter and well-mixed models, such as the Helium cap ignitors.
Aus der Analyse von ROSAT Röntgendaten von SN1979C, die sich in der Galaxie M100 befindet, konnten die Massenverlustrate des Vorgängersterns, das Dichte- und Geschwindigkeitsprofil, sowie die Elementhäufigkeiten bestimmt werden. Der überwiegende Emissionsmechanismus ist thermische Strahlung, die bei der Kollision der schnellen Supernova-Gase mit der Materie, die vom Vorgängerstern abgegeben wurde, freigesetzt wird. Diese Wechselwirkung erzeugt eine schnelle Stoßfront im zirkumstellaren Wind und eine rückwärtsgerichtete Stoßfront im äusseren ausgestoßenen Material der Supernova. Sowohl Radio-, späte optische, ultraviolette und, am wichtigsten, Röntgenstrahlung werden in dieser Stoßregion erzeugt. Eine Korrelation von Radio- und Röntgenstrahlung wird daher erwartet. Röntgenstrahlung von SN1979C wurde 16 Jahre nach ihrem Ausbruch mit dem ROSAT HRI entdeckt, und sowohl mit dem HRI als auch während der ROSAT "last light Kampagne" mit dem PSPC nachbeobachtet. Die PSPC Beobachtung zeigte, dass die Röntgenstrahlung zu diesem späten Zeitpunkt nach dem Ausbruch relativ weich ist (~0.5 keV). Jedoch ergaben die zwei HRI und die PSPC Beobachtungen 5900, 6800 und 7100 Tage nach Ausbruch einen Helligkeitsabfall im Röntgenbereich von Lx µ t-4. Die Ergebnisse sind klar verschieden vom langsamen Helligkeitsabfall im Radiobereich (µ  t-0.7), gemessen über einen Zeitraum von mehr als 10 Jahren. Die mit ROSAT beobachteten Leuchtkräfte von SN1979C ergeben dabei eine Massenverlustrate des Vorgängersterns von Mdot = 1 x 10-4 Msol yr-1, der typisch für Supernovae vom Typ II ist. From the analysis of X-ray emission from SN1979C in the galaxy M100 with ROSAT, the pre-supernova mass loss rate of the progenitor as well as the density and velocity profile and elemental abundances of the supernova ejecta were derived. The predominant X-ray emission mechanism is thermal radiation from the collision of the high velocity supernova gas with mass lost from the progenitor star prior to the explosion. This interaction produces a fast shock wave in the circumstellar wind and a reverse shock wave into the outer supernova ejecta leading to radio, late-time optical, ultraviolet, and, most importantly, X-ray emission. A correlation of radio with X-ray emission is hence expected. SN1979C was discovered in X-rays 16 years after its outburst with the ROSAT HRI, and was re-observed both with the HRI and during the ROSAT "last-light campaign" in December 1998 with the PSPC detector. The PSPC observation demonstrated that the X-ray emission is rather soft (~0.5 keV) at this late stage after the outburst. However, the two HRI and the PSPC observations on days 5900, 6800 and 7100 after the outburst give a best fit X-ray decline rate of of Lx µ t-4. The results are significantly different from the slow decline rate (µ  t-0.7) observed in the radio regime over a period of more than 10 years. The luminosities observed with ROSAT suggest a mass-loss rate of the progenitor of SN1979C of Mdot = 1 x 10-4 Msol yr-1, typical for type II SNe.

(Diehl, Georgii, Immler, Iyudin, Lichti, Pietsch, Plüschke)

Neutronensterne Neutron Stars
Bis heute sind insgesamt 35 rotationsgetriebene Neutronensterne mit den Observatorien ROSAT, ASCA und BeppoSAX nachgewiesen worden. Dabei umfasst die Gruppe der beobachteten Objekte sowohl junge Neutronensterne mit einem Alter von ~103 Jahren, kühlende Neutronensterne mit einem Alter von etwa 105 Jahren sowie Milliarden Jahre alte Millisekundenpulsare. Spektralanalysen der mit ROSAT und ASCA beobachteten und durch Strahlungsausbrüche auffallenden Neutronensterne Aql X-1, Cen X-4 und 4U 1608-522 haben gezeigt, dass ihre Emission in der Ruhephase zwischen den Ausbrüchen durch photosphärische Emission von der gesamten, mit einer Wasserstoffatmosphäre bedeckten Neutronensternoberfläche dargestellt werden kann. Up to now 35 rotation-powered neutron stars were detected by ROSAT, ASCA and BeppoSax. The group of detected objects ranges from young neutron stars with ages of ~103 years, cooling neutron stars with ages of about 105 years as well as billion year old millisecond pulsars. Analysis of spectral data collected with ROSAT and ASCA on the Type I bursting neutron star transients Aql X-1, Cen X-4 and 4U 1608-522 has shown that the quiescent X-ray radiation from these three objects is well represented by thermal emission from the neutron star's hydrogen atmosphere and that the emitting area is consistent with the whole surface.
Abb. II-17: Der Supernovaüberrest CAS-A gesehen mit Chandra ACIS sowie dem ROSAT HRI. Die Pfeile kennzeichnen die ca. 5" vom geometrischen Zentrum des Supernovaüberrestes entfernte Position eines Neutronensternkandidaten.

Fig. II-17: The supernova remnant CAS-A as seen by Chandra ACIS and the ROSAT HRI. The arrows indicate the location of a neutron star candidate, about 5"away from the geometrical centre of the SNR.

In der Chandra "First Light"-Beobachtung wurde kürzlich eine nahezu zentral gelegene Röntgenquelle in dem 320 Jahre alten Cas A Supernova-Überrest entdeckt, die nachträglich sowohl in den ROSAT HRI (Abb. II-17) als auch den EINSTEIN HRI Archivdaten identifiziert wurde. Die Analyse des Chandra-Spektrums mit einem Potenzgesetz für das Emissionsmodell zeigt, dass der abgeleitete Photonen-Index größer und die Leuchtkraft geringer sind als die, die an anderen sehr jungen Pulsaren beobachtet worden sind. Fits mit einem Schwarzkörperspektrum oder Modellen für Neutronensternatmosphären aus leichten Elementen ergeben Temperaturen, die zu hoch und Abstrahlflächen, die zu klein sind, um die Strahlung als Emission von der Gesamtoberfläche eines kühlenden Neutronensterns zu interpretieren. Falls die Strahlung von heißen Flecken auf einer kühleren Neutronensternoberfläche stammt, trägt die Fläche wegen der starken interstellaren Absorption wenig zum beobachteten Fluß bei. Die obere Grenze für die Temperatur der Oberfläche von etwa 2-3 x 106 K, ist abhängig von ihrer chemischen Zusammensetzung. A near central X-ray source in the 320 years old supernova remnant Cas A was recently discovered in the Chandra "First Light" Observation, and subsequently identified in archival ROSAT HRI data (Fig. II-17) and EINSTEIN HRI data as well. Analysis of the Chandra ACIS spectrum with a power-law emission model shows that the inferred photon index is higher and the luminosity is lower than those observed from other very young pulsars. Fits with blackbody and light-element neutron star atmosphere models yield temperatures too high and emitting areas too small for the radiation to be interpreted as emission from the whole surface of a cooling neutron star. If the observed emission originates from hot spots on a cooler neutron star surface, the surface gives a small contribution to the observed flux because of the strong interstellar absorption. An upper limit on the surface temperature is 2-3 ´  106 K, depending on the chemical composition of the surface.
Bisher wurden nur fünf ROSAT-Quellen als isolierte Neutronensterne (iNS) identifiziert, obwohl mehrere Tausend erwartet wurden. Allerdings sind die meisten im Optischen zu schwach, um identifiziert werden zu können. Der einzige iNS Kandidat, der bisher klar mit einem schwachen Stern identifiziert wurde, ist RXJ1856 und hat eine optische Magnitude von V=25.7. In einem noch andauernden Beobachtungsprogramm mit FORS1 am ANTU-Teleskop (VLT-UT1) versuchen wir, seine Eigenbewegung und Parallaxe zu messen. Dies kann mit drei Beobachtungen geschehen, die je ein halbes Jahr auseinander liegen. Die ersten beiden Beobachtungen sind schon ausgeführt und zeigen, dass sich RXJ1856 stark bewegt hat (wie erwartet für einen iNS). Zusätzlich suchen wir durch tiefe Beobachtungen nach weiteren solchen iNS. So far, only five ROSAT sources have been identified as isolated Neutron Star (iNS) candidates, although several thousand were expected. However, most of them are just too faint in the optical for proper identification. The only iNS candidate so far clearly identified with a very faint star, is RXJ1856, having an optical magnitude of V = 25.7. In an ongoing observing program using FORS1 at ANTU (VLT-UT1), we are trying to measure its parallax and proper motion. This can be done by three observations separated by half-year intervals. The first two observations have been performed and RXJ1856 is clearly seen to move very fast (as expected for nearby iNS). In addition, we are actively searching for more such iNS with deep optical follow-up observations.
Zur Beschreibung der magnetosphärischen Emission von Pulsaren wurden zwei Modelle entwickelt, das eine, um die kohärente Radiostrahlung zu erklären, ohne dabei auf die Produktion von Elektron-Positron-Paaren zurückgreifen zu müssen, das andere, um die gepulste, nicht-thermische Röntgenstrahlung zu modellieren. Im Rahmen des ersten Modells konnte unter Annahme plausibler Elektronen-Bindungsenergien eine ausreichende Versorgung der Magnetosphäre mit Teilchen bis hin zur Goldreich-Julian-Dichte erzielt werden, ohne dass selbst in extremen Situationen elektrische Restfeldstärken auftreten, welche eine Paarerzeugung hervorrufen könnten. Darüber hinaus konnte mit Hilfe des Ohm'schen Gesetzes gezeigt werden, dass selbst bei vollständiger Füllung der Magnetosphäre mit Teilchen bis zur Goldreich-Julian-Dichte die Trägheit der Teilchen ausreicht, ein elektrisches Feld zu erzeugen, welches die Teilchen bis auf Lorentz-Faktoren um ~10 beschleunigt. Im Rahmen des zweiten Modells wurde versucht die gepulste Röntgenstrahlung durch inverse Comptonstreuung von Radiophotonen an hochenergetischen Elektronen zu erklären, welche in der Magnetosphäre unmittelbar oberhalb der Polkappe beschleunigt werden. In Kombination mit Parametereinstellungen gemäß dem Michel'schen Modell zur Beschleunigung relativistischer Elektronen in Pulsar-Magnetosphären ist dieses Modell in der Lage, die von ROSAT gemessenen Leuchtkräfte und grundsätzlichen Spektraleigenschaften für etliche Pulsare in einer selbstkonsistenten Weise zu beschreiben. Two models for pulsar magnetospheres have been developed, the first to explain the coherent radio emission without the need for electron/positron pair production, the second to explain the pulsed non-thermal X-ray emission. In the first model it could be shown, that under the assumption of reasonable binding energies of electrons the Goldreich-Julian density is readily supplied and even in extreme cases the remaining fields are not sufficient for pair production. Furthermore, we found by applying Ohm's law to the pulsar magnetosphere that even for a totally shielded magnetosphere with Goldreich-Julian density everywhere, particle inertia causes accelerating fields sufficient to obtain Lorentz factors around ten. In the second model the pulsed X-ray emission is explained in terms of inverse Compton scattering of radio photons by high energy electrons accelerated at the bottom of the pulsar magnetosphere above the polar cap. Assuming Michels parameters for the acceleration of relativistic electrons the model can explain the luminosities and general spectral shapes measured by ROSAT in a selfconsistent way for many pulsars. (Aschenbach, Becker, Haberl, Hambaryan, Kunzl, Neuhäuser, Poghosyan, Supper, Trümper, Voges, Zavlin)
Mit den Teleskopen auf CGRO wurde Hochenergie-emission (>1 MeV) von 7 Pulsaren beobachtet: 6 davon sind klassische Radiopulsare und ein Objekt, Geminga, ist im wesentlichen nur im Hochenergiebereich nachweisbar. Schwächere Anzeichen für drei weitere Radiopulsare wurden in den EGRET Daten entdeckt. Die Leuchtkraft der Pulsare im Gammabereich skaliert recht gut mit der Wurzel aus dem Rotationsenergieverlust der Neutronensterne, was wiederum dem Goldreich-Julian Teilchenstrom aus der offenen Magnetosphäre der Pulsare entspricht. Damit wird die enge Verknüpfung bestätigt, die zwischen den relativistischen Teilchen in der Pulsarmagnetosphäre und der Erzeugung von Gammastrahlung in Form von Synchro-Krümmungsstrahlung, sowie durch inverse Comptonstreuung besteht. The telescopes of the CGRO have observed high-energy (>1 MeV) emission from 7 pulsars: 6 classical radio pulsars and the radio faint pulsar Geminga. Weaker evidence for pulsed emission from three more radio pulsars has been found in the EGRET data. The gamma-ray luminosity of these pulsars scales closely with the square root of the rotational energy loss of the neutron stars, which corresponds to the Goldreich-Julian particle current streaming out of the open magnetosphere. This confirms the close connection between the relativistic particle population in the pulsars magnetosphere and the efficient production of gamma-ray photons in synchro-curvature and inverse Compton radiation processes.
Ungefähr 180 Hochenergie-Gammaquellen im 3. EGRET Katalog, das entspricht etwa 2/3 aller Quellen, sind bis jetzt nicht identifiziert worden. Ihre Verteilung, die Energiespektren und die weitgehende Konstanz ihrer Emission weisen jedoch auf einen überwiegend galaktischen Ursprung der Quellen hin. Mögliche Identifikationen für Hochenergie-Gammaquellen werden im Umfeld von jungen und energiereichen Populationen, wie z.B. in OB Assoziationen, Molekülwolken, Supernovaüberresten, oder mit radio-leisen Pulsaren vom Geminga-Typ vermutet. Wir haben eine Suche im Radio-, optischen- und Röntgenbereich im Feld einiger gut definierter Gammaquellen begonnen. Dabei wurden wenigstens zwei Objekte innerhalb der SNRs g Cyg und CTA-1 entdeckt, die nur im Hochenergiebereich stark strahlen. Es könnte sich hier um Geminga-ähnliche Gammapulsare handeln. Der Verlauf der Suche im SNR CTA-1 ist in der Abb. II-18 dargestellt. Ausgehend von der Radiokarte des Überrests, gelangt man über die Gamma- und Röntgenmessung zur Identifikation eines schwachen optischen Sterns, welcher das zentrale Objekt dieser Supernovaexplosion sein könnte. About 180 high energy gamma-ray sources in the 3rd EGRET catalogue (=2/3 of all sources) are still unidentified. Their distribution, spectra and mainly constant emission indicate that most of them belong to a Galactic population. Possible counterparts could be found among energetic young populations, e.g. OB associations, molecular clouds, SNRs, radio-quiet pulsars. We have started a program to search the most prominent unidentified gamma-ray source fields for counterparts in radio-, optical, and X-ray observations. At least two objects were found in the SNRs g Cyg and CTA-1. They could be new gamma-ray loud pulsars that are very faint at other wavelengths (Geminga-type). The progress in this search is shown in Fig. II-18 for the case of the SNR CTA-1. Starting from a radio map, the combined X- and gamma-ray maps lead to the location of a faint optical object that could be the central object in this supernova explosion.
Abb. II-18: Suche nach der Identifikation der EGRET Quelle 3EG J0010+7309 im Supernovaüberrest CTA1

Fig. II-18: Counterpart search for the unidentified EGRET source 3EG J0010+7309 in the supernova remnant CTA1

Supernova Überreste (SNRs) Supernova Remnants (SNRs)
Supernovaüberreste werden durch Radiosynchrotronstrahlung, durch Röntgenstrahlung von einem heißen Plasma, durch Gamma-Strahlung aus langlebiger Radioaktivität oder der Wechselwirkung frisch beschleunigter Kosmischer Strahlung und durch Infrarot-Linien-emission aus dem ISM, das lokal mit Metallen angereichert ist, aufgefunden. Supernova remnants are found through radio synchrotron emission, through X-ray emission from a hot plasma, through gamma-rays from long-lived radioactivity or the interaction of newly accelerated cosmic rays, and through infrared line emission from the ISM locally enriched with metals.
Gegenwärtig sind ungefähr 200 galaktische SNRs sicher ausgewiesen. Etwa 200 neue SNR Kandidaten wurden in der ROSAT Himmelsdurchmusterung gefunden, die nicht mit anderen ausgedehnten Objekten wie HII Regionen, Sternhaufen oder Galaxienhaufen assoziiert sind. Optische Nachbeobachtungen sind u.a. mit dem 1.3m Skinakas Teleskop auf Kreta durchgeführt worden, die für einige Kandidaten in der Tat filamentartige Strukturen, z.B. in [OIII] zeigen, die typisch für SNRs sind. Currently, about 200 Galactic SNRs are well established. About 200 new SNR candidates have been found in the ROSAT All-Sky Survey, which are not associated with other extended objects, like H II regions, stellar clusters or clusters of galaxies. Follow-up observations in the optical have been undertaken, among others, with the Skinakas 1.3m telescope on Crete, which for some of the candidate sources show indeed filamentary structure, e.g. in [OIII] typical for SNRs.
Detaillierte Infrarotspektren von SNRs wurden mit dem Infrared Space Observatory (ISO) gewonnen. Mehr als 30 Übergänge wurden mit ISO-SWS und LWS im Spektrum des jungen SNR RCW 103 entdeckt, der stark mit dem dichten interstellaren Medium wechselwirkt. Solche Spektren ergeben Häufigkeitsabschätzungen für sowohl flüchtige (z.B. Neon) als auch nichtflüchtige Elemente (z.B. Eisen). Die beobachteten Intensitäten und Geschwindigkeitsbreiten sind verträglich mit Emission aus dem Gebiet hinter der Stoßwelle, bei sehr wenig oder keinem Beitrag eines ionisierten Vorläufers. Dieses Ergebnis widerspricht Stoßwellenmodellen und hat Bedeutung für die mögliche Rolle von Stoßwellen in der Narrow-Line Region von Seyfertgalaxien. Die relativ starke IRAS 12- und 25 m-Emission radiativer Supernovaüberreste wird gewöhnlich als thermische Strahlung von sehr kleinen Staubkörnern interpretiert, die durch Stöße mit dem heißen Plasma hinter der Stoßfront stochastisch geheizt werden. Diese Interpretation wird durch ISO-SWS-Spektren des radiativen Supernovaüberrests IC443 in Frage gestellt. Diese zeigen, dass der größte Teil der 12 und 25 m-Flüsse von IRAS durch ionische Linienemission, im wesentlichen von [NeII] und [FeII], erzeugt wird. Detailed infrared spectra of SNRs have been obtained with the Infrared Space Observatory (ISO). More than 30 line transitions have been detected with ISO-SWS and LWS in the young SNR RCW 103, which is heavily interacting with the dense interstellar medium. Such spectra provide abundance estimates for both refractory (e.g. Neon) and non-refractory elements (e.g. Iron). The observed intensities and velocity widths are compatible with post-shock emission with very little or no contribution from an ionised precursor. This result disagrees with shock models and has implications for the possible role of shocks in the narrow-line region of Seyfert galaxies. The relatively strong IRAS 12 and 25 m m emission of radiative SNRs has commonly been interpreted as thermal radiation from very small grains stochastically heated by collisions with the hot plasma behind the shock front. This interpretation is challenged by ISO-SWS spectra of the radiative SNR IC443, which indicate that most of the 12 and 25 m m IRAS flux is due to ionised line emission, mainly from [NeII] and [FeII].  
Die Entdeckung des neuen SNR RXJ0852.0-4622 in der ROSAT Himmelsdurchmusterung und der Nachweis von 44Ti Linienemission aus dieser Region durch COMPTEL machen ihn möglicherweise zu dem der Sonne nächstgelegenen SNR. Aus der Kombination der Röntgen- und Gamma-Daten wurde eine Distanz von 200 pc und ein Alter von etwa 700 Jahren gefolgert. Nachfolgemessungen mit Radiobeobachtungen, optischer und Röntgenspektroskopie sind mit dem Ziel begonnen worden, eine verbesserte Position und Entfernung, Elementhäufigkeiten und Ausdehnungsgeschwindigkeit des neuen SNR zu erhalten. Vorläufige Ergebnisse der Radiobeobachtungen an RXJ0852-4622, die 1998 gemacht wurden, zeigen eine Morphologie, die der Röntgenmorphologie sehr ähnlich ist. Weitere Daten sind bei verschiedenen Radiofrequenzen im November 1999 aufgenommen worden. Obgleich die von COMPTEL gemessene Gamma-Linie von geringer Signifikanz ist, ist sie vollständig konsistent mit anderen kürzlich gewonnenen Daten: Die vorläufige Röntgenspektroskopie von RXJ0852-4622 anhand von ASCA GIS Daten zeigt die Anwesenheit auffälliger Linienemission, die nur durch eine relative Überhäufigkeit von Ca und dementsprechend einer relative hohen 44Ti Produktion erklärt werden konnte. Das Datum der Supernova, aus der RXJ0852-4622 entstanden ist, ist jetzt möglicherweise mit guter Genauigkeit aus Daten des NO3-Niederschlags in einem antarktischen Eisbohrkern zu 1320 ±  20 AD bestimmt worden. Dieses Datum liegt aufregenderweise sehr nahe bei dem Wert, den wir auf der Basis des Röntgendurchmessers des SNR und des 44Ti-Flusses abgeleitet haben. The discovery of a new SNR RXJ0852.0-4622 in the ROSAT All-Sky Survey and the detection of 44Ti line emission from this region by COMPTEL may make this the closest SNR to the sun. By combining the X-ray and gamma-ray data a distance of 200 pc and an age of about 700 years was obtained. Follow-up measurements with the goal to derive a better position and distance, elemental abundances and the expansion velocity for the new SNR through radio observations, optical and X-ray spectroscopy have been started. Preliminary results of the radio observations of RXJ0852-4622, performed in 1998, have shown a morphology very similar to the X-ray morpho-logy. More data have been taken at different radio frequencies during November 1999. Though the COMPTEL line is of low significance it is fully consistent with other recent data: Preliminary X-ray spectroscopy using ASCA GIS data for RXJ0852-4622 has shown the presence of excess line emission that could only be explained by a relative overabundance of Ca and consequently a relatively high yield of 44Ti. The date of the supernova that has given birth to RXJ0852-4622 may have been established now with good accuracy as 1320 ±  20 AD, from data on the NO3-deposition in an Antarctic glacial ice core. This date is excitingly close to the value we derived on the basis of the X-ray diameter of the SNR and of the 44Ti line flux. (Aschenbach, Becker, Drapatz, Iyudin, Kanbach, Lutz, Reimer, Schönfelder, Sturm)

2.4 Ausgestoßene Sternmaterie und das ISM

2.4. Stellar Ejecta and the ISM

Radioaktive Sternmaterie Radioactive Ejecta
Sternwinde, Novae und Supernovae führen Material ins interstellare Medium zurück. Darin sind Produkte von Kernfusionsreaktionen einschließlich Spuren radioaktiver Isotope enthalten. Bei genügend langer radioaktiver Lebensdauer wird deren Zerfall erst im interstellaren Raum erfolgen und dabei in vielen Fällen charakteristische Gamma-Linienstrahlung aussenden. Die Messung dieser durchdringenden Strahlung spiegelt auf den jeweiligen Zeitskalen (44Ti: 90 Jahre, 26Al: 106 Jahre) direkt die Quellorte von Nukleosynthese wider. Mit 7 Jahren COMPTEL Himmelsdurchmusterung wurde die Emission von 26Al über unterschiedliche Auswertemethoden abgebildet (Abb. II-19). Aus dem Kartenvergleich ersieht man die Grenze, die das statistische Rauschen solchen Himmelskarten aufprägt, aber man sieht andererseits auch die wesentlichen Bildstrukturen bestätigt: Die Ebene der Galaxis ist deutlich ausgebildet, einige Regionen entlang der galaktischen Ebene treten vergleichsweise hervor und zeigen also in jüngerer Vergangenheit besonders aktive Nukleosynthese. Feedback of stellar material into the interstellar medium occurs through stellar winds, novae, and supernovae. This includes stellar and explosive nuclear burning products with traces of radioactive isotopes. For sufficiently long radioactive lifetimes, the decay will occur after ejection, and in many cases produce characteristic gamma-ray lines. Measurement of this penetrating radiation directly traces nucleosynthesis sources over the respective time scales (44Ti: 90 years, 26Al: 106 years). From more than seven years of COMPTEL sky survey data, 26Al gamma-ray line sky maps have been generated from different analysis methods (Fig. II-19). Comparison of these results demonstrates the limits set by the statistical noise inherent to gamma-ray data, but reaffirms the main map characteristics of a bright inner Galaxy and some peculiar regions along the plane which appear very active nucleosynthesis regions of the recent past.
Abb. II-19: Himmelskarten in der 1.809 MeV Linie des radioaktiven 26Al aus zwei unterschiedlichen Auswertemethoden illustrieren den Bereich akzeptabler Darstellungen der COMPTEL Messungen über 7 Jahre, von wenig bis zu reichlich strukturierten Emissionskarten.

Fig. II-19: All-Sky maps in the 1.809 MeV line from radioactive 26Al with two different methods illustrate the range of acceptable fits of the COMPTEL measurements over 7 mission years, from smooth to spiky maps.

Ähnliche Himmelskarten wie für 26Al zeigen sich im infraroten Licht warmen Staubs (COBE Messungen), sowie in der frei-frei Emission um 53 GHz, die nach Subtraktion der Synchrotronstrahlung aus der Radiomessung resultiert, aber auch in Verteilungen massereicher Sternhaufen und Wolf-Rayet Sterne. Daraus und aus der Konsistenz der erwarteten Ionisationsleistung mit der erwarteten 26Al Produktion für massereiche Sterne in der gesamten Galaxis schließen wir, dass diese und ihre Supernovae die dominierenden Quellen von 26Al sind. Umgekehrt weisen die 26Al g -Strahlen den Weg zu massereichen Sternen in der Galaxis und ergänzen so vor allem in Regionen hoher Extinktion andere Messmöglichkeiten. Correlated with the 26Al gamma-ray appearance are the maps of warm dust generated by COBE infrared surveys, also the free-free radiation map extracted from 53 GHz measurements by subtraction of the synchrotron component, but also object catalogues of young massive-star clusters and Wolf Rayet stars. From these correlations, and from consistency of the ionisation power of massive stars and their expected 26Al yields, we conclude that massive stars and their supernovae are the dominating 26Al sources in the Galaxy. In turn, 26Al decay gamma-rays map out the spatial distribution of massive stars throughout the Galaxy, complementing other observations affected by occultation or extinction.
Abb. II-20: Modell-Vorhersage der g -Linienemission von 26Al aus einer OB Assoziation, als Funktion der Zeit.

Fig. II-20: Model prediction of the time dependent gamma-ray line luminosity from 26Al produced within an OB association  

Wir haben die Gültigkeit dieser großräumigen Korrelation zwischen 26Al-, Infrarot- und Radioemission auf mittleren und regionalen Skalen bestätigt. Insbesondere in der Vela Region sollten nahe Quellen (<400 pc) zur Gamma-Emission beitragen und sollten einzeln erkennbar werden. Aber weder das WR Doppelsternsystem g 2Velorum, noch der Vela Supernovaüberrest, noch RXJ0852-4622 (siehe oben) bewirken einen Exzess über die Erwartung von den Vergleichskarten. Bei dem Vela SNR ist dies auch angesichts der kürzlich zu geringeren Werten korrigierten Distanz in voller Übereinstimmung mit Supernova-Nukleosynthesemodellen. Für das g 2Velorum System, dessen Distanz ebenfalls deutlich geringer ist als früher geglaubt, ergibt sich ein klarer Widerspruch zu Nukleosynthese-Modellen für einzelne WR Sterne aus den COMPTEL 26Al Messgrenzen. We have confirmed the validity of this galactic-scale correlation between 26Al-, infrared- and radio emission for intermediate scales and localized regions. Specifically, very nearby 26Al sources should contribute to the measured gamma-ray emission from the Vela region and should be individually recognizable if closer than ~400 pc. But neither the WR binary g 2Velorum, nor the Vela SNR, nor RXJ0852-4622 (see above), cause a significant excess over these large-scale tracers. For the Vela SNR this is fully consistent with supernova nucleosynthesis model predictions and the recently-revised distance to this object. For the WR binary, recently reported to be closer than previously thought, models for single-star WR nucleosynthesis are violated by the COMPTEL upper limits on 26Al gamma-rays.
Obige Himmelskarten demonstrieren das haufenartige Auftreten massereicher Sterne. Wir haben daher ein synthetisches Modell erarbeitet, das verschiedene astronomische Erkenntnisse für derartige Sternhaufen einsetzt, um die Nukleosynthese-Ausbeute in einem solchen Haufen über die Haufen-Evolutionszeit und -Mächtigkeit vorherzusagen, zusätzlich aber auch die kinetische Energie und die Ionisationsleistung aus Materieausstoß bzw. stellarer Strahlung. Im Ergebnis berechnen wir "Lichtkurven" radioaktiver Gamma-Emission (Abb. II-20) und UV-Strahlung, und verfolgen die Entwicklung von Sternwind- und Supernova-Blasen über den Entwicklungszeitraum des Sternhaufens. In der Cygnus Region haben wir den Stern-Zensus in ein 26Al Emissionsmodell der dortigen OB Assoziationen und der Cygnus Superblase umgesetzt, unter Einschluß der Beiträge der unmittelbar sichtbaren WR Sterne und Supernova-Überreste. Auf diese Art sind 26Al Messungen geeignet, mehr über die Mächtigkeit und das Alter von Sternassoziationen zu erfahren. Weitere für derartige Studien interessante Ziele finden sich in der nahen Sco-Cen Assoziation mit ihrer angedeuteten 26Al Emission, abseits der Ebene der Galaxis. So könnte Loop I trotz geringer Oberflächenhelligkeit mitverantwortlich für die leichte Asymmetrie der Ebene der Galaxis im 26Al-Licht sein. The above images demonstrate the clustering of massive star ejecta. Therefore we have performed a population synthesis study of such clusters, using results from different branches of astronomical studies to predict the nucleosynthesis yields from these stars as a function of their masses and evolutionary stages, the kinetic energy deposited into the interstellar material, and the ionisation power exerted by their radiation. As a result, we infer "light curves" in radioactive decay gamma-rays (Fig. II-20), and in UV luminosity, and we follow the evolution of bubbles blown by stellar winds and supernova explosions throughout the lifetime of the stellar association. We exploited the stellar census in the Cygnus region to model the expected 26Al emission map from the Cygnus OB associations and the Cygnus superbubble, adding the contributions from WR stars and supernova remnants ab initio. 26Al measurements thus may be used to constrain ages and stellar content of stellar associations. Additional laboratories for such research may be found in the nearby Sco-Cen association, as suggested by the 26Al emission towards this direction, away from the plane of the Galaxy. At low surface brightness, in particular Loop I may contribute to the slight asymmetry of the Galactic plane in 26Al. (Diehl, Kretschmer, Plüschke)
Die Lokale Blase The Local Bubble
Der Ursprung der Lokalen Blase ist noch immer umstritten. Wir haben die Hypothese geprüft, ob sie das Relikt einer erloschenen Superblase ist, die vor etwa 106 Jahren noch einmal aufgeheizt worden ist. Ein früher entwickeltes Modell für den Ursprung und die Expansion der Lokalen Blase wurde benutzt, um Emissionslinienspektren im UV zu berechnen. Es wurde angenommen, dass aufgrund von aufeinander folgenden Explosionen von Sternen frühen Spektraltyps in einer dichten Molekülwolke die entstandene Superblase aus der Wolke ausbricht, wobei eine Stoßwelle einen Dichtegradienten zwischen Wolke und Umgebungsmedium hinunterläuft. Die Blase wird dann durch die letzte Supernova wieder aufgeheizt. Die schnelle Expansion der Blase führt zu einer extremen Nicht-Gleichgewichts-Kühlung, sowie Emission, die von Linien und verzögerter Rekombination im weichen Röntgen und EUV dominiert wird. Synthetische Spektren sind jetzt auch im UV im Bereich 300 - 1800 Å berechnet worden. Erste, noch nicht veröffentlichte Ergebnisse von dem spanisch-amerikanischen Satelliten EURD sind zu Vergleichen mit dem Modell benutzt worden. Im Großen und Ganzen gibt es eine gute Übereinstimmung mit den gemessenen Linienflüssen, obwohl es auch signifikante Abweichungen für einige Linien-Komplexe gibt, mit einer Tendenz zu höheren Flüssen im Modell; dies ist Gegenstand derzeitiger Untersuchungen. The origin of the Local Bubble is still controversial. We have tested the hypothesis that it is the relic of an extinct superbubble that has been reheated about 106 years ago. A previously developed model for the origin and the expansion of the Local Bubble has been used to calculate emission line spectra in the UV. It is assumed that, based on sequential explosions of early type stars in a dense parent molecular cloud, the generated superbubble will subsequently break out of the cloud with the shock wave running down a density gradient (between the cloud and the ambient medium). The Local Bubble is then reheated by the last supernova. The fast expansion of the bubble leads to an extreme non-equilibrium cooling and emission dominated by lines and delayed recombination in the soft X-rays and EUV. Synthetic spectra have now also been calculated in the UV in the range 300 - 1800 Å. First, yet unpublished, results from the Spanish-American satellite EURD have been used for comparison with the model. While there is good agreement with measured line fluxes on the whole, there are also some significant discrepancies for some line complexes with a tendency to higher fluxes in the model; this is currently investigated.
Abb. II-21: Der obere Ausschnitt zeigt das beobachtete Spektrum in Richtung Aquila Rift. Für den Fit (c 2red = 1.02) benötigt man eine thermische Hauptkomponente mit kT = 0.18 keV und eine weitere mit kT = 0.85 keV. Im unteren Ausschnitt sind die Abweichungen des Modells von den Beobachtungen dargestellt.

Fig. II-21: The top panel shows the observed spectrum toward the Aquila Rift. The fit (c 2red = 1.02) requires a main thermal component of kT = 0.18 keV and another one with kT = 0.85 keV. In the bottom panel the deviations of the model from the observation can be seen.

Abb. II-22: Intensitätsbild der Aquila-Region (~25´ 25) aus der ROSAT PSPC Himmelsdurchmusterung im Bereich 0.9 - 1.3 keV, das die Wolke als einen dunklen Schatten zeigt. Das Gebiet, aus dem Daten einer pointierten Beobachtung entnommen wurden, ist durch einen Kreis gekennzeichnet. Der Gitterabstand beträgt 10 in galaktischen Koordinaten.

Fig. II-22: Intensity image of the Aquila region (~25´ 25) extracted from the ROSAT PSPC All-Sky Survey in the 0.9 - 1.3 keV range, showing the cloud as a dark shadow. The region from which data of a pointed observation are taken is marked by a circle. The grid spacing is 10 in galactic coordinates.

Die Dichte und Temperatur in der Lokalen Blase können nicht direkt gemessen, sondern nur abgeleitet werden, etwa durch spektrales Modellieren im Röntgenbereich. Wir haben die lokale Temperatur einer kritischen Prüfung unterzogen, indem wir Röntgen-Abschattungsdaten aus dem ROSAT-Archiv benutzt haben (Abb. II-21). Das Aquila Rift ist eines der dunkelsten Gebiete am diffusen Röntgenhimmel, das effizient Röntgenstrahlung unterhalb von 1 keV aufgrund seiner hohen Wasserstoff-Säulendichte abschattet (Abb. II-22). Es ist daher ideal, um die Emission aus der Lokalen Blase zu untersuchen. Eine weitere interessante Region ist die Molekülwolke MBM 12, die fast in entgegengesetzter Richtung und innerhalb oder nahe am Rande der Lokalen Blase liegt. Aus unseren spektralen Untersuchungen folgt, dass die weichen Röntgenspektren für beide Regionen sehr ähnlich sind, so dass man daraus schließen kann, die Temperatur der Lokalen Blase zu "messen" (und nicht etwa lokale Effekte). Unser neu bestimmter Wert für eine lokale Komponente (siehe Abb. II-21) ist kT = 0.18 keV (~ 2.1 106 K). Dies ist signifikant höher als früher abgeleitete Werte von 106 K, und stellt starke Einschränkungen für derzeitige Modelle dar. Insbesondere scheint das klassische Modell der Lokalen Heißen Blase, das keine Emission im keV Band vorhersagt, damit ausgeschlossen zu sein. The density and temperature of the Local Bubble plasma are not measured directly, but only inferred, e.g. from X-ray spectral modelling. We have critically reexamined the local temperature using X-ray shadowing data from the ROSAT archive (Fig. II-21). The Aquila Rift is one of the darkest nearby regions of the diffuse X-ray sky, blocking off efficiently distant X-rays below 1 keV due to its large hydrogen column density (Fig. II-22). It is therefore ideal to study the emission from the Local Bubble. Another interesting region is the molecular cloud MBM 12 at almost the opposite direction, located inside or very close to the edge of the Local Bubble. According to our spectral analysis the soft X-ray spectra are quite similar for both regions, so that one can conclude to "measure" a Local Bubble temperature (and not local effects). Our newly derived value for a local component (Fig. II-21) is kT = 0.18 keV (~ 2.1 106 K). This is significantly higher than previously derived values of 106 K, and poses serious constraints on current models. In particular the classical Local Hot Bubble model with no predicted emission in the keV band seems to be ruled out.
ROSAT PSPC Beobachtungen haben einen Ring von absorbierendem Gas in Richtung des Nordpolaren Sporns ergeben. Es ist gezeigt worden, dass dies durch die Wechselwirkung zwischen der Lokalen Blase und der Loop I Blase erklärt werden kann. Wir haben dargelegt, dass der Druckgradient über die Wechselwirkungsschale zwischen beiden Blasen hinweg eine magnetohydrodynamische Instabilität anregen kann, durch die neutrale Wolken von Parsec Größe (Wölkchen) weggeschleudert werden können. Wir haben einen Wolken-Detektions-Algorithmus entwickelt, und haben damit die Leiden/Dwingeloo Durchmusterung als die beste verfügbare Datenbank für neutralen galaktischen Wasserstoff durchsucht. Wir haben mehrere neue Wölkchen gefunden, die nun Gegenstand von optischen Nachfolge-Beobachtungen sind, um ihre Entfernung und dreidimensionale Verteilung in Richtung Loop I einzugrenzen. ROSAT PSPC observations have revealed a ring of absorbing gas in direction to the North Polar Spur. It has been shown that this can be explained by an interaction between the Local and the Loop I bubbles. We have shown that a pressure gradient across the interaction shell between both bubbles can excite a magnetohydrodynamic instability by which neutral parsec sized clouds (cloudlets) can be expelled. We have developed a cloud detection algorithm, and have searched the Leiden/Dwingeloo Survey as the best available data base of neutral galactic hydrogen. We have found several new cloudlets, which are now the subject of optical follow-up observations to determine distance limits and constrain their three-dimensional distribution towards Loop I.

(Breitschwerdt, Freyberg)

2.5 Zusammenfassung und Ausblick

2.5. Summary and Outlook

Indem wir die besten verfügbaren technischen Einrichtungen vom Infraroten bis zum Gamma-Wellenlängenbereich benutzten, sind wir in der Lage wichtige neue Teile in das Mosaik der stellaren Lebenszyklen und des ISM einzufügen. Gleichzeitig führen wir analytische und numerische Rechnungen durch, um diese neuen Resultate zu erklären, und auch um Vorhersagen zu machen, und Beobachtungs-Proposal für kommende Missionen einzureichen. So wird uns zum Beispiel die unerreichte Sammelfläche von XMM zusammen mit der besseren spektralen Auflösung helfen, offene Fragen bezüglich der Entstehung und Entwicklung von Sternen niedriger Masse, Braunen Zwergen, Neutronensternen und dem Plasmazustand des heißen ISM, zu klären. Beobachtungen während des Garantierten Programms werden uns dazu dienen, die Bedeutung von Nicht-Gleichgewichts-Plasma Emissionsmodellen beim spektralen Fitten herauszufinden. Mit verbesserter Instrumentierung im Infraroten werden wir die Entstehung von staubumhüllten Protosternen untersuchen und dadurch neue Einsicht in die Rolle von zirkumstellaren Scheiben gewinnen. Darüber hinaus wird es möglich sein, dichte Sternfelder in der Nähe des galaktischen Zentrums aufzulösen. Weitergehende Analysen von ROSAT- und CGRO-Archivdaten werden neues Licht auf die galaktische Verteilung von Supernova-Überresten sowie den Ursprung und die Ausbreitung der Kosmischen Strahlung werfen. Using the best observational facilities from infrared to gamma-ray wavelengths, we have been able to add important new pieces of information to the mosaic of stellar life cycles and the ISM. At the same time, we perform analytical and numerical calculations to explain these new findings, as well as making predictions and observational proposals for upcoming missions. For example, the unrivalled collecting power of XMM along with its better spectral resolution will help to resolve open questions on the formation and evolution of low-mass stars, brown dwarfs, neutron stars, and the plasma state of the hot ISM. Observations during the Guaranteed Time program will enable us to determine the importance of non-equilibrium plasma emission models in spectral fitting. With improved instrumentation in the infrared, we will investigate dust-enshrouded protostar formation, gaining new insight into the role of circumstellar disks. Moreover, it should be possible to resolve crowded stellar fields near the Galactic Centre. Further analysis of archival ROSAT and CGRO data will shed new light on the Galactic distribution of supernova remnants and emission mechanisms of neutron stars, as well as the origin and propagation of cosmic rays in the Galaxy.
MPE Jahresbericht 1999 / MPE Annual Report 1999


HTML version: 2000-03-13; Helmut Steinle