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Wissenschaftliche Ergebnisse / Scientific Results

4. Großräumige Struktur und Kosmologie	4. Large-Scale Structure and Cosmology
Lange Zeit war die Kosmologie ein Forschungsgebiet theoretischer Modellierung und Spekulation. Erst in jüngster Zeit wurde es durch die instrumentelle Entwicklung in allen Wellenlängenbereichen ermöglicht, zwei wichtige Aspekte der Kosmologie durch Beobachtungen zu untersuchen: die großräumige Struktur unseres Universums und ihre Entwicklung vom ersten Auftauchen astronomischer Objekte bis heute. Gegenwärtig ist die beobachtende kosmologische Forschung eines der blühendsten Gebiete der Astrophysik. Am MPE gibt es dazu Beiträge aus allen Wellenlängenbereichen: zur Struktur von Galaxienhaufen und ihrer Beziehung zur Entstehung kosmischer Strukturen, zur Vermessung der großräumigen Struktur und zum Test kosmologischer Modelle mit Hilfe von Galaxienhaufendurchmusterungen, zum Studium der Galaxienentwicklung und der Eigenschaften sehr entfernter Galaxien und zum Ursprung des Röntgen- und Gammastrahlungshintergrundes. Das wichtigste Ziel ist die Identifizierung des kosmologischen Modells, das den Beobachtungen am besten entspricht und die Beschreibung der Strukturentstehung, der Sternbildung und der Elementsynthese im Universum.	In the past cosmology was mostly the realm of theoretical modelling and speculation. Only recently have observational instruments in all wavelength regions become powerful enough that we can study two important aspects of cosmology in detail: the large-scale structure of the Universe and its evolution from the emergence of the first visible objects to the present. Currently this is one of the most flourishing fields in astrophysics. Observational cosmological research at MPE covers several important topics concerning all wavelength ranges from radio to gamma rays: the structure of galaxy clusters and its relation to cosmic structure formation, the measurement of the large-scale structure and the test of cosmological models based on cluster surveys, the study of the evolution of the galaxy population and the astrophysics of very distant galaxies, and the origin of the X-ray and gamma ray background. The final goal is the identification of the most consistent cosmological model, an understanding of the history how structure emerged in our Universe, and when and how most of the stars and heavy elements were formed.
4.1 Astrophysik von Galaxienhaufen	4.1 Galaxy Cluster Astrophysics
Galaxienhaufen sind die größten, klar definierten Bausteine des Universums. Sie sind deshalb wichtige Laboratorien für das Studium einer Vielzahl interessanter physikalischer Phänomene auf sehr großen Skalen, z.B. zur Untersuchung einer großen Zahl gleich entfernter Galaxien oder der Natur des heißen intergalaktischen Haufenplasmas. Aus der Beobachtung dieses Plasmas erhalten wir so bedeutende Informationen wie über das Dichteverhältnis von herkömmlicher baryonischer und unbekannter Dunkler Materie im Universum und über das Integral der Produktion schwerer Elemente aus der gesamten Sternbildungsrate.	Clusters of galaxies are the largest, clearly defined building blocks of the Universe. They are ideal laboratories for studying many interesting astrophysical phenomena on very large scales, for example the population of a large number of coeval galaxies and the nature of the intergalactic medium trapped in the gravitational potential of the clusters. From the latter we obtain for example the important information on the ratio of conventional (baryonic) to so far unknown dark matter in the Universe and on the integrated history of heavy element production by star formation.
Eines der wichtigsten Ereignisse für diese Forschungsrichtung war im vergangenen Jahr die Inbetriebnahme des ESA Satellitenobservatoriums XMM-Newton, das Beobachtungen von Galaxienhaufen mit bisher nicht gekannter spektraler Auflösung and Empfindlichkeit ermöglicht. Erste Ergebnisse aus der Kalibrationsphase, z.B. die Beobachtungen der eliptischen Riesengalaxie M87 im Virgo-Haufen, illustrieren die vielversprechenden neuen Möglichkeiten. Auch das etwa ein halbes Jahr früher gestartete CHANDRA Observatorium der NASA liefert spektakuläre neue Ergebnisse über Galaxienhaufen.	One of the most exciting events in this field in the past year has been the start of the operation phase of ESA's XMM-Newton observatory, which offers unprecedented sensitivity and spectral resolution for X-ray observations of galaxy clusters. First results from the calibration phase observations of the giant elliptical galaxy M87 in the centre of the Virgo cluster highlight these exciting new observational avenues. Also the CHANDRA observatory, launched only half a year earlier by NASA, is now showing an increasing number of interesting and surprising results on galaxy clusters.
Beobachtungen mit XMM-Newton	XMM-Newton observations
Die XMM Beobachtung von M87 überdeckt eine Region mit einem Radius von 70 kpc (220 000 Lichtjahre) im Virgo-Galaxienhaufen. Die Stärke von XMM wird in dieser Beobachtung z.B. dadurch illustriert, dass für den aktiven Kern und den nur 12 - 13 Bogensekunden davon entfernten hellen Knoten im Jet separate Spektren gewonnen werden können. Zum ersten Mal konnte für beide Quellen nicht-thermische Emission (vermutlich Synchrotronstrahlung) im Röntgenbereich nachgewiesen werden. Beim Jet weißt das Spektrum auf in-situ Beschleunigung der relativistischen Elektronen hin. Die thermische Emission aus dem heißen Gashalo füllt den ganzen Detektor aus und hat ein ausgeprägtes Maximum im Zentrum von M87, wie auf dem Titelbild des Jahresberichtes gezeigt. Die große Zahl von registrierten Photonen (mehr als 12 Millionen) erlaubt detaillierte spektroskopische Untersuchungen und Messungen der Elementhäufigkeiten für die 9 wichtigsten schweren Elemente in verschiedenen Regionen des Röntgenhalos. Abb. II-49 zeigt die mit den Instrumenten EPIC-pn und EPIC-MOS unabhängig voneinander bestimmten Temperaturen und Häufigkeiten als Funktion des Radius. Es gibt einen deutlichen, zentralen Temperaturabfall, der auf erhöhte Kühlung im Zentrum zurückzuführen ist. Für jede radiale Region kann das Spektrum jedoch durch Plasma bei einer festen Temperatur beschrieben werden. Dies macht die Beobachtungen inkonsistent mit den Standardmodellen für inhomogene "cooling flows", die üblicherweise verwendet werden, um die starke Kühlung im Zentrum mancher Galaxienhaufen zu erklären, denn dieses Modell sagt für jedes zentrale Gebiet mehrere Gasphasen in einem weiten Temperaturbereich voraus. Das Spektrum des hochauflösenden Reflection Gratting Spectrometer (RGS) zeigt ebenfalls eine Überraschung: von cooling flow Modellen vorrausgesagte Linien werden nicht beobachtet.	The XMM X-ray observation of M87 covers a radius of 70 kpc (220 000 light years) in the halo of the galaxy and the centre of the Virgo cluster. XMM gives proof of its capabilities by the spectral and spatial resolution of the emission of the nucleus and the brightest part of the jet in M87, which are separated by only 12 - 13 arcsec. It could be shown for the first time that the emission from both regions is purely non-thermal, most probably synchrotron emission. In particular the overall spectrum of the emission from the jet is suggestive of reacceleration of relativistic particles at the site of strongest X-ray emission. The emission of the hot intracluster gas covers the whole field of view with a steep peak at the centre of M87. An X-ray image obtained with the pn-detector and a spectrum of the thermal emission from the central 2 arcmin region is shown as the cover picture of this report. The good photon statistics of the observation allows the study of detailed features of the spectrum and a detailed analysis of the abundances of the nine astrophysically most important elements. Fig. II-49 shows the radial temperature distribution determined independently and consistently with the two instruments EPIC-MOS and EPIC-pn. There is a prominent temperature decrease towards the centre, an effect of the increased cooling in the dense central regions. Models involving a single gas temperature can explain the spectra of most of the radial range of the X-ray halo. Therefore this observation is inconsistent with the standard inhomogeneous "cooling flow" model used to describe the effect of strong radiative cooling in cluster centres, because this model predicts a pronounced multi-temperature structure. The spectrum from the high resolution Reflection Grating Spectrometer (RGS) obtained for the innermost region provides some independent spectral constraints - from lines predicted but not observed - in conflict with the cooling flow model.
Abb. II-49: Radiale Profile der Temperatur (links) und der Silizium- und Eisenhäufigkeit(rechts) im röntgenemittierenden Plasmahalo von M87. Es zeigt sich eine sehr gute Übereinstimmung der Ergebnisse aus den Messungen mit den EPIC-pn und EPIC-MOS Detektoren. Fig. II-49: Radial temperature (left), Fe and Si abundance (right) distribution in the X-ray emitting gas in the halo of M87 as determined from observations with the XMM detectors EPIC-pn and EPIC-MOS. Note the good agreement between both instruments.
Abb. II-49 zeigt auch die radiale Variation der Häufigkeiten von Eisen und Silizium. Neben einer Häufigkeitsabnahme nach außen beobachtet man einen starken Abfall zum Zentrum. Letzteres kann auf resonante Linienstreuung zurückgeführt werden, einen Effekte den man hier zum ersten Mal deutlich in einem Galaxienhaufen beobachtet. Erste Strahlungstransferrechnungen zeigen, dass diese Interpretationen vermutlich richtig ist.	Fig. II-49 also shows the radial abundance distribution of the most prominent heavy elements silicon and iron. Both elements show a decrease in abundance with radius and an apparent drop at small radii. The latter effect can be attributed to absorption by resonant line scattering, an effect seen here clearly for the first time. First results of radiation transfer models (under development) show that this effect can give a consistent explanation of the apparent central decrease.
In der Kalibrationsphase wurden zwei weitere, sehr massive Galaxienhaufen beobachtet, Abell 1795 und Abell 1835, die beide einen starken "cooling flow" beherbergen sollen. Die Spektren die mit den EPIC-pn und EPIC-MOS Detektoren für Abell 1835 gewonnen wurden und auf eine globale Temperatur von etwa 8.2 keV hinweisen, werden in Abb. II-50 gezeigt. Das RGS-Spektrum zeigt aber auch kühlere Phasen bis zu einer Minimaltemperatur von ca. 3 keV, während Linien, die unterhalb einer Temperatur von 2.5 keV auftreten sollen, nicht beobachtet werden. Solche kühleren Phasen werden jedoch von cooling flow Modellen prognostiziert. Dies ist eines der überraschendsten Ergebnisse. Im Licht dieser Beobachtungen und der Ergebnisse für M87 müssen wir die Modelle zur Kühlung in den zentralen Haufenregionen neu überdenken.	The XMM calibration phase observations also comprise two further, massive and distant clusters, A1795 and A1835, which are known to harbour strong "cooling flows" in their centres. For the cluster A1835, for which spectra obtained with the EPIC-pn and Epic-MOS detectors are shown in Fig. II-50, a global temperature of 8.2 keV is determined. The spectral lines seen with the RGS instrument emitted from the central region of the cluster indicate the presence of a cooler phase at around 3 keV, but further lines that probe still cooler gas below 2.5 keV are missing from the spectrum. These are expected in the steady state cooling scenario of the cooling flow model. This is the most surprising result of these observations. In light of these results and those of the M87 observations we must reconsider the models for the structure of the strongly cooling central regions in clusters.
	Abb. II-50: Röntgenspektrum von Abell 1835 gemessen mit EPIC-pn und EPIC-MOS. Das Spektrum zeigt eine starke Eisenlinien bei 6.7 keV. Die globale Form des Spektrums weist auf eine Temperatur von etwa 8.2 keV hin. Fig. II-50: X-ray spectrum of the galaxy cluster A1835 obtained with the EPIC-pn and EPIC-MOS detectors on board XMM Newton. The spectrum shows a strong iron line at 6.7 keV, which also provides a redshift of the cluster well consistent with the optical result. The overall spectral shape indicates a global temperature of the intracluster medium of 8 keV.
CHANDRA Beobachtungen	CHANDRA observations
	Abb. II-51: Chandra Röntgenbild (Graustufen) und Radioaufnahme (Konturbild) der Virgo-Haufen-Galaxie M84. Deutlich sind Gebiete geringer Flächenhelligkeit im Röntgenbild an der Stelle der Radiokeulen zu sehen, was darauf hindeutet, dass das relativistische Radioplasma das röntgenleuchtende Plasma verdrängt. Fig 51: Chandra image of the Virgo galaxy M84 (grey scale) and radio image (contours). Clearly seen are the low surface brightness regions in X-rays at the location of the radio lobes, which is an indication that the relativistic radio plasma is pushing the X-ray emitting gas out off the lobe regions.
Das CHANDRA-Observatorium bietet vor allem eine sehr hohe Winkelauflösung zusammen mit CCD-typischer spektraler Auflösung. Eine CHANDRA ACIS-S Beobachtung der elliptischen Virgo-Haufen-Galaxie M84 demonstriert die Stärke dieses Instruments. Man findet im Röntgenbild eine schwache Flächenhelligkeit an Stellen starker Radioemission. Dies sind Gebiete geringer Gasdichte, dort wo das heiße Haufengas vom Radioplasma verdrängt wurde. Diese Regionen sind von hellen Röntgenfilamenten umgeben. Neben Emission von einem zentralen AGN und einigen galaktischen Punktquellen wird harte, diffuse Strahlung in der zentralen 10 kpc Region gefunden. Da diese harte Strahlung nicht mit der Radiostrahlung oder der weicheren Röntgenstrahlung korreliert, vermuten wir, dass es sich um stoßgeheiztes Gas handelt, als Folge der Ausbreitung des AGN Jets in einer früheren Phase (Abb. II-51).	CHANDRA offers X-ray observations at very high angular resolution together with CCD-resolution spectroscopy. A CHANDRA ACIS-S observation of M84, a bright elliptical and radio galaxy in the core of the Virgo cluster analysed by us demonstrates the potential of the high resolution of this observatory. We find that the small-scale surface brightness of the galaxy X-ray halo is correlated with the radio emission. These are two regions of low density of the soft X-ray emitting gas associated with the radio lobes. They are surrounded by higher density X-ray filaments. In addition to a central AGN and a population of galactic sources, we find a diffuse hard source filling the central 10 kpc region. Since the morphology of the hard source appears round and is different from the radio and soft X-ray morphology, we propose that it is hot gas heated by shocks at an early stage of jet expansion (Fig. II-51). Böhringer, Finoguenov, Ikebe, Matsushita, Reiprich
4.2 Test kosmologischer Modelle mit Hilfe von Galaxienhaufen	4.2 Testing Cosmological Models with Galaxy Clusters
Die Bildung von Galaxienhaufen ist eng mit der Entwicklung der großräumigen Struktur im Universum als Ganzem verknüpft. Deshalb kann die Dichte und räumliche Verteilung von Galaxienhaufen als Funktion ihrer Masse zur Vermessung der großräumigen Struktur und zum Test kosmologischer Modelle herangezogen werden. Dies trifft insbesondere auf die interessanten Parameter Raumkrümmung, kosmologische Konstante, kosmische Massendichte und Amplitude der großräumigen Dichtefluktuationen im Universum zu. Während augenblicklich die interessanteste Information aus den Beobachtungen des Mikrowellenhintergrundes und entfernter Supernovae kommt, bietet die Beobachtung der Galaxienhaufendichte weitere wichtige Einschränkungen für die Modelle. Auf der Grundlage der HIFLUGCS Daten, der größten vollständigen Stichprobe von Galaxienhaufen mit individuell bestimmten Temperaturen und Massen, wurde die Massen- und Temperaturfunktion für Galaxienhaufen erstellt. Der Vergleich dieser Ergebnisse mit kosmologischen Modellrechnungen weist auf ein Universum mit niedriger Dichte (Abb. II-52) und eine nicht umkehrbare Ausdehnung des Universums hin.	The formation of galaxy clusters is tightly connected to the evolution of the large-scale structure of the Universe as a whole. Therefore the statistics of the density and spatial distribution of galaxy clusters as a function of their mass provides a good measure of the large-scale matter distribution and lends itself to tests of cosmological models. In particular measuring the cosmological key parameters of space curvature, cosmological constant, mass density, and amplitude of density fluctuations is an important fundamental problem in modern cosmology. While currently the most important constraints on these parameters come from measurements of the cosmic microwave background and distant supernovae, the measurement of the abundance of clusters of galaxies provides an additional constraint on the mean mass density and the density fluctuation amplitude. Using the galaxy cluster sample HIFLUGCS, which is the largest and most-complete X-ray selected nearby-cluster catalogue with individual gas temperature and density measurements, we measured the cluster mass function (number density as a function of cluster mass) as well as the cluster temperature function. Comparison with analytical mass/temperature functions yields a low mass density, implying that the universe will expand forever (Fig. II-52).
Eng mit der Massen- und Temperaturfunktion verknüpft ist die Röntgenleuchtkraftfunktion. Mit den Daten der ROSAT-ESO Flux-Limited X-ray (REFLEX)-Stich-probe von 452 Galaxienhaufen konnte diese Funktion mit bisher nicht erreichter Genauigkeit bestimmt werden. Die Form der Leuchtkraftfunktion stimmt sehr genau mit den Vorraussagen eines Press-Schechter Modells (eine Statistik von Dichtespitzen in einem Dichtefluktuationsfeld) im Rahmen eines hierarchischen Cold-Dark-Matter Strukturbildungsmodells mit niedriger kosmologischer Materiedichte überein (Abb. II-53). Dies bestätigt die Ergebnisse aus der Massen- und Temperaturfunktion. Darüber hinaus zeigen sich bei der hohen Präzision der Messung nun Effekte zweiter Ordnung wie z.B. die Dichteabhängigkeit der Leuchtkraftfunktion. Der Hinweis auf eine niedrige kosmische Dichte ist auch in guter Übereinstimmung mit den Ergebnissen der Fluktuationsanalyse der Galaxienhaufendichte, über die im letzten Jahr berichtet wurde.	Closely related to the cosmic mass and temperature function is the X-ray luminosity function of galaxy clusters. This function has been determined with a hitherto unprecedented accuracy using the ROSAT-ESO Flux-Limited (REFLEX) sample of 452 X-ray clusters of galaxies. The overall shape is described almost perfectly by the luminosity function predicted by the combination of the Press-Schechter prescription (a statistics of peaks in the density fluctuation field), and the general theoretical framework for hierarchical clustering in Cold Dark Matter structure formation models with a low matter content (Fig. II-53). This supports the results obtained with the cluster mass and temperature function mentioned above. Moreover, the high accuracy reveals for the first time "second-order effects" like the density-dependence of the cluster luminosity function. It should also be noted that these results are in very good agreement with the fluctuation spectrum of the co-moving number densities of REFLEX clusters, described in the last annual report.
Abb. II-52: Fehlerellipse der kosmologischen Parameter Omega und Amplitude der Dichtefluktuationen (sigma) aus der beobachteten Temperaturfunktion röntgenstrahlender Galaxienhaufen. Fig. II-52: Constraints on the cosmological parameters Omega and amplitude of density fluctuations (sigma) from the observed temperature function of X-ray galaxy clusters.	Abb. II-53: Röntgen-Leuchtkraftfunktion der Galaxienhaufen aus der REFLEX-Stichprobe. Zudem werden Vorhersagen kosmologischer Modelle mit den angegebenen Parametern gezeigt, die am besten die Daten beschreiben. Fig. II-53: X-ray luminosity function for the cluster population of the REFLEX Survey. Also shown is the prediction of the cosmological model (with parameters indicated in the figure) which best describes the observations.
Zur Untersuchung der physikalischen Effekte, die letztendlich zur Bildung von Galaxienhaufen führen, wie sie durch die Biasing-Modelle in Abhängigkeit von der Haufenmasse beschrieben werden können, werden allerdings noch umfangreichere Stichproben benötigt. Glücklichterweise ist die Ableitung der Biasing-Funktion für Galaxienhaufen aufgrund der vergleichsweise einfachen relevanten physikalischen Prozesse direkt aus den Beobachtungen möglich.	However, even larger cluster samples are needed to study the physical effects that lead ultimately to the formation of galaxy clusters, namely the biasing parameter as a function of cluster mass. Thanks to the comparatively simple physical processes involved, it is possible to deduce this biasing for galaxy clusters directly from observations.
Deshalb werden derzeit unsere Haufenstichproben zu der deutlich tieferen Flussgrenze von Fx=1.8x10-12 erg s-1 cm-2 (ROSAT-Energieband 0.1-2.4 keV) für NORAS-II und REFLEX-II, und zu geringeren galaktischen Breiten (Galactic Plane Survey) erweitert. Dies eröffnet die Möglichkeit, die großräumige Verteilung der Galaxienhaufen bis hin zu Gigaparsec-Skalen zu untersuchen und somit eines direkten Vergleichs auf Skalen, bei denen Fluktuationen der kosmischen Mikrowellen-Hinter-grundstrahlung von COBE gemessen wurden. Messungen auf großen Skalen erfordern allerdings eine so genaue Kenntnis der Auswahleffekte, dass artifizielle Fluktuationen unterhalb von 1%, wie sie beispielsweise durch eine Unvollständigkeit der Stichprobe erzeugt werden, durch sorgfältige Kontrolle der Auswahleffekte ausgeschlossen werden müssen. Unser derzeitiger Durchmusterungsprozess folgt strengen Kriterien (viele Prozesse werden vollautomatisch durchgeführt), wird durch umfangreiche N-Körpersimulationen kontrolliert und erlaubt damit eine genügend genaue Modellierung der Auswahleffekte.	Therefore, our cluster samples are presently extended to a significantly deeper flux limit, Fx =1.8x10-12 erg s-1 cm-2 for NORAS-II, REFLEX-II in the ROSAT energy band 0.1-2.4 keV), and to lower galactic latitudes (Galactic Plane Survey), which offers the possibility to study the clustering properties of X-ray clusters up to Gigaparsec scales and thus to provide a direct relation to the scale on which the structure in the microwave background has been measured by COBE. Measurements on such large scales need a clear documentation of the sample selection in order to avoid artificial fluctuations due to, e.g., sample incompleteness below the 1 percent level. Our present cluster selection process follows strict rules (many processes are accomplished purely automatically), is checked by detailed N-body simulations, and allows a sufficiently detailed modelling of the survey selection process.
Zur Illustration gibt Abb. II-54 eine Darstellung der räumlichen Verteilung derzeit vorliegender NORAS-II-Galaxienhaufen. Das endgültige Ziel ist die Erstellung eines den gesamten Himmel umfassenden Katalogs mit mehr als 1500 Röntgen-selektierten Galaxienhaufen, der als Ausgangspunkt vieler, genauer und systematischer Untersuchungen der Radio-, Infrarot-, optischen und Röntgen-Eigenschaften von Galaxienhaufen dienen wird.	An illustration of the spatial distribution of the present NORAS-II clusters is given in Fig. II-54. The final goal is the compilation of an all-sky catalogue comprising more than 1500 X-ray selected galaxy clusters, which also provides the starting point for many detailed and systematic studies of the radio, infrared, optical, and X-ray properties of clusters of galaxies.
	Abb. II-54: Keildiagramm einer Unterstichprobe der NORAS-II-Durchmusterung. Dieser südliche Teil der galaktischen Kappe umfasst ungefähr ein Drittel der gesamten NORAS-Himmelsfläche. Die räumliche Verteilung der Haufen zeigt deutlich Strukturen auf Skalen von 200 Mpc. (Die gesamte Tiefe des Diagramms entspricht etwa 1200 Mpc/h). Fig. II-54: Wedge diagram of a sub sample of the NORAS-II survey. The southern-galactic cap comprises about one third of the total NORAS sky area. The spatial distribution of clusters clearly reveals structures at scales of up to 200 Mpc. (The total depth of the diagram corresponds to about 1200 Mpc/h).
	Böhringer, Komossa, Reiprich, Retzlaff, Schuecker, Trümper, Voges
4.3 Galaxienpopulationen in Haufen, Haufenverschmelzungen und Radiohalos	4.3 Galaxy Population in Clusters, Mergers, and Radio Halos
Galaxienhaufen eröffnen die Möglichkeit der Untersuchung der Populationen einer großen Anzahl von Galaxien bei derselben kosmischen Epoche in Abhängigkeit ihrer unmittelbaren Umgebung. Es ist allgemein bekannt, dass sich die Galaxienpopulationen von Haufen und Feld unterscheiden, und auch als Funktion der Galaxienraumdichte in den Haufen selbst. Mit einer Stichprobe der massereichsten Galaxienhaufen der ROSAT-Durchmusterung mit gutbestimmten Haufeneigenschaften wird der Galaxieninhalt großflächig durch optische Photometrie untersucht.	Galaxy clusters provide the possibility to study the population of a large number of galaxies at the same cosmic epoch as a function of the environment. It is well known that the galaxy population is different in clusters and the field and varies also with the galaxy density in the clusters. Having a sample of the most massive galaxy clusters identified from the ROSAT Survey and well determined cluster properties at hand, we are studying the galaxy content of these clusters by optical large-area photometry.
Um das gesamte Haufengebiet zu überdecken, benutzen wir bei unseren Messungen eine neue Generation großflächiger CCD-Mosaik-Kamera. Instrumente des European Southern Observatory wie der Wide Field Imager (WFI) am MPIA/ESO-2.2m-Teleskop und der Visible Multi Objekt Spectrograph (VIMOS) an der dritten Einheit des Very Large Telescopes (VLT) sind unter den ersten bereits bzw. bald verfügbaren Detektoren dieser Art. Unsere Untersuchungen konzentrieren sich zunächst auf zwei vollständige Unterstichproben der REFLEX-Durchmusterung bei Rotverschiebungen von etwa 0.15 und 0.3 (Abb. II-55). Die Hauptziele des Projektes sind (1) Untersuchungen der morphologischen Eigenschaften und Sternbildungsaktivitäten individueller Galaxien, die das optische Erscheinungsbild der Haufen bestimmen, und des Einflusses der lokalen Umgebung auf ihre Eigenschaften, (2) Untersuchung der Abhängigkeit der Galaxienleuchtkraftfunktion von der Struktur und den gemessenen Röntgeneigenschaften der Haufen, (3) die Verbesserung der Nutzung von Galaxienhaufeneigenschaften als Distanzmaße und Pekuliargeschwindigkeits-Indikatoren.	In this research we are exploiting a new generation of wide-field mosaic imaging arrays to observe the full extent of galaxy clusters. Instruments such as the European Southern Observatory's Wide Field Imager (WFI) at the MPIA/ESO 2.2 m telescope and the forthcoming Visible Multi-Object Spectrograph (VIMOS) coupled to the third telescope of the Very Large Telescope (VLT) are among the first such detectors to become available. The current studies are focused on two complete samples extracted from the REFLEX Survey at redshifts of around 0.15 and 0.3 (Fig. II-55). The main objectives of the project are (1) the studies of the morphological type and star formation activity of the individual galaxies that dominate the optical appearance of clusters, and how their characteristics are moderated by their location in the host environments, (2) the study of the dependence of the galaxy luminosity function on the structure and the measured X-ray properties, (3) a refinement of the use of galaxy cluster properties as distance and peculiar velocity indicators.
Für eine Stichprobe der 14 Röntgenleuchtkräftigsten und massereichsten Galaxienhaufen mit Rotverschiebungen um 0.3 wurden ergänzende Röntgenbeobachtungen für unser Vorhaben bewilligt. In Verbindung mit den optischen Beobachtungen wird es damit möglich, die dynamische Struktur der Haufen, das Masse/Leuchtkraft-Verhältnis, das Verhältnis der Masse in schwereren Elementen (z.B. Fe und Si) zum gesamten Sternenlicht und die Beziehung der Mischung der Galaxienpopulationen als Funktion der Dichte des intergalaktischen Plasmas erstmals mit hoher Genauigkeit zu bestimmen. Die Ergebnisse lassen interessante Implikationen auf den Einfluss der Umgebung auf die Galaxienentwicklung wie auch auf die Geschichte der Produktion der schweren Elemente und der integrierten Supernova-Rate der Sternpopulationen in Haufengalaxien erwarten.	For the sample of the 14 most X-ray luminous and most massive galaxy clusters at a redshift around 0.3 complementary X-ray observations have been allocated for our program. In combination with the optical observations we will be able to determine the dynamic structure of the cluster, its mass to light ratio, the ratio of the mass of heavy elements (e.g. Fe and Si) to the total stellar light, and the connection of the galaxy population mix as a function of the intergalactic plasma density for the first time with high precision. These results will make very interesting implications possible on the influence of the environment on the galaxy evolution as well as on the history of the heavy element production and integrated supernova rate of the stellar populations in the cluster galaxies.
	Abb. II-55: MPIA/ESO Wide Field Imaging Camera-Beobachtung eines REFLEX-Galaxienhaufens mit der Rotverschiebung von 0.17. Der Himmelsausschnitt überdeckt ~6 Mpc bei der Rotverschiebung des Galaxienhaufens. Fig. II-55: MPIA/ESO Wide Field Imaging Camera observation of one of the REFLEX Survey clusters at a redshift of 0.17. The sky area is covering an extent of ~6 Mpc at the redshift of the cluster.
Merger und Radiohalos	Mergers and Radio Halos
Gegenwärtig populäre Szenarien kosmischer Strukturbildung gehen von einem hierarchischen Wachstum kosmischer Objekte aus, bei dem das Merging (Verschmelzen) von Unterstrukturen von grundlegender Bedeutung ist. Deshalb ist die Häufigkeit von Galaxienhaufen, die Unterstrukturen zeigen, eine wichtige statistische Größe mit einer direkten Beziehung zur Kosmologie. Anzeichen für merger-induzierte Stoßwellen können als starke Verzerrungen der räumlichen und Temperaturverteilung der thermischen Bremsstrahlungsemission des Innerhaufengases gemessen werden. Im Rahmen einer systematischen Untersuchung der Unterstruktur der Röntgenstrahlung von den Galaxienhaufen, die im ROSAT All Sky Survey gefunden wurden, konnten etwa 1000 Galaxienhaufen (zusammengestellt aus drei sich teilweise überlappenden Haufenkatalogen) analysiert werden. Nach Korrektur der Unterstruktur aufgrund zufälliger Überlagerungen durch Vorder- und Hintergrundsquellen zeigen 35 ± 6 % der Haufen signifikante Unterstrukturen. Schätzungen, basierend auf dem erweiterten Press-Schechter-Konzept, ergeben gute Übereinstimmungen mit Cold Dark Matter-Modellen mit einem hohen Wert der kosmologischen Konstanten, wohingegen haufennormierte Standard Cold Dark Matter-Modelle die beobachteten Raten um einen Faktor zwei überschätzen. Ein weiteres wichtiges Ergebnis ist die Entdeckung einer Morphologie-Dichtebeziehung für Galaxienhaufen in dem Sinne, dass Galaxienhaufen mit asymmetrischen, elongierten oder multimodalen Flächenhelligkeitsverteilungen bevorzugt in Regionen erhöhter Haufenanzahldichte auftreten.	Recent structure formation scenarios suggest a hierarchical growth of cosmic objects where merging of sub-clumps is a fundamental process. The frequency of galaxy clusters with subclumps (substructures) is thus an important statistical quantity with a direct relation to cosmology. The imprints of merger-induced shocks can be measured as strong distortions of the spatial (and temperature) distributions of the thermal bremsstrahlung emissivity of the intracluster gas. In a systematic study of X-ray substructures in galaxy clusters detected in the ROSAT All-Sky Survey we have analysed about 1000 clusters of galaxies (compiled from three different partially overlapping cluster catalogues). After correction for substructure caused by chance superposition of foreground and background sources, 35 ± 6 % of the clusters show significant substructure. Estimates based on the extended Press-Schechter prescription are found to be consistent with Cold Dark Matter models with a high value of the cosmological constant, whereas cluster-normalized Standard Cold Dark Matter models over predict the observed rate by more than a factor two. Another important result is the discovery of a morphology-density relation for galaxy clusters, in the sense that clusters with asymmetric, elongated, or multi-modal X-ray surface brightness distributions are located preferentially in regions with higher cluster number densities.
Die Unterstruktur-Analysmethoden werden auch zum Vergleich der Röntgen-Morphologie von Galaxienhaufen mit Radiohalos, -relikten und Cooling Flows benutzt. Radiohalos und -relikte wurden 1970 als diffuse, den Haufen teilweise überdeckende und mit dem Intrahaufenplasma assoziierte Synchrotronemissionen mit steilem Energiespektrum entdeckt. Diese Radiosignaturen konnten bisher in nur etwa 30 vergleichsweise reichen und kompakten Galaxienhaufen hoher Röntgenleuchtkraft und -temperatur entdeckt werden. Der systematische Vergleich der Röntgenmorphologie der verschiedenen Haufentypen mit einer Referenzstichprobe deutet an, dass im Gegensatz zu den Cooling Flow-Haufen, die Halo- und Relikthaufen häufiger Substruktierungen zeigen, und unterstützt damit die Vorstellung, dass durch Merger-Ereignisse die Entstehung von Radiohalos und -relikten gefördert und existierende Cooling Flows zerstört werden können.	The substructure analysis techniques are also used to compare the X-ray morphology of radio halo/relic, and cooling flow clusters. Radio halos and relics were discovered in 1970 as diffuse, cluster-wide, steep spectrum synchrotron emission associated with the intracluster plasma medium. This radio signature is found in only about 30 clusters of galaxies, preferentially in rich compact clusters with high X-ray luminosity and temperature. The systematic comparison of the X-ray morphology of the different cluster types reveals that, whereas cooling flow clusters tend to show less frequent substructures, the halo and relic clusters show more often substructures compared to the reference sample. This further supports the idea that radio halos and relics are triggered by merger events, while pre-existing cooling flows might be disrupted. Böhringer, Lynam, Retzlaff, Schuecker, Trümper, Voges
4.4 Galaxien im frühen Universum	4.4 Galaxies in the early Universe
Zu verstehen, wie sich Sterne in Galaxien bilden, und wie Galaxien selbst sich zu ihren vielfältigen heutigen Erscheinungsformen entwickeln, ist von grundlegender Bedeutung für die Kosmologie. Durch die heutigen Großteleskope (8-10m) sind wir in der Lage, in das Universum "zurückzuschauen" und Galaxien zu beobachten, die entstanden als das Universum noch jung war. Da die stärkste Sternentstehung in staubverhüllten Wolken stattfindet, zeigen sich ihre Spuren hauptsächlich im infraroten Teil des Spektrums. Deshalb sind Infrarotbeobachtungen entscheidend, um herauszufinden wie sich die heftigsten Sternentstehungsereignisse ereignen, und wie sich große Strukturen bilden, die wir heute sehen, zum Beispiel elliptische und Spiralgalaxien und die Bulges von Galaxien.	Understanding how stars within galaxies evolve and how galaxies themselves evolve into the various morphological structures we see today is of fundamental importance to cosmology. With the advent of big (8-10m) telescopes, we are now in a position to "look back" into the Universe observing galaxies that were created when the Universe was still young. Since the most massive star-formation events take place in dust-enshrouded clouds the imprints of their activity shows mostly in the infrared part of the spectrum. Thus, infrared observations are crucial for finding out how the most violent star formation episodes in the Universe occur and how the large structures we are seeing today (ellipticals, S0-galaxies and bulges of spirals) were formed.
Mit dem ISAAC-Spektrograph an einem der ESO-VLT haben wir ein Projekt begonnen, das darauf abzielt, die Kinematik und die dynamische Entwicklung von Galaxien in einer wichtigen Phase des Universums zu verstehen. Die Objekte für Untersuchungen der Dynamik haben wir aus unserem erfolgreichen Projekt ausgewählt, das die Eigenschaften von Galaxien bestimmt hat, die mit dem Infrared Space Observatory ISO im südlichen Hubble Deep Field (HDF-S) entdeckt wurden. Das neue Projekt hat zu der außergewöhnlichen Entdeckung der vermutlich massereichsten bekannten Spiralgalaxie geführt (Abb. II-56 und II-57).	Using the ISAAC spectrograph on the ESO-VLT we have started a program aiming at understanding the kinematics and dynamical evolution of galaxies during a significant era of the universe. We have selected the targets for dynamical studies from the results of our successful program characterising the nature of a population of galaxies discovered with the Infrared Space Observatory ISO in the Hubble Deep Field South (HDF-S). The new project has led to the extraordinary discovery of perhaps the most massive spiral galaxy known to date (Fig. II-56 and II-57).
	Abb. II-56: HST-Aufnahme der Galaxie ISOHDFS 27 Fig. II-56: HST image of the galaxy ISOHDFS 27
	Abb. II-57: Profil der H-alpha-Emissionslinie in ISOHDFS 27, mit dem typischen Doppelmaximum einer rotierenden Scheibe. Aus dem Linienprofil leiten wir eine Rotationsgeschwindigkeit von 420 km/s ab. Fig. II-57: Profile of the H-alpha emission line in ISOHDFS 27, showing the double horn indicative of a rotating disk. The line profile implies a rotational Velocity of 420 km/s.
Schon unsere niedrig aufgelöste Infrarotspektroskopie aus dem letzten Jahr zeigte in dieser Galaxie, ISOHDFS 27 bei einer Rotverschiebung von etwa 0.6, starke H-alpha-Emission aus einem Ausbruch von Sternentstehung. Dieses Jahr haben wir hochaufgelöste (R~5000) Spektren gewonnen, die die H-alpha-Emission auch räumlich auflösen. Damit können wir erstmals die Dynamik solcher Galaxien untersuchen. Die Umlaufgeschwindigkeit nach Korrektur für Projektionseffekte ist 420km/s, höher als in den meisten bekannten Spiralen des lokalen Universums (Abb. II-57). Wir bestimmen die enorme Masse von 1012 Sonnenmassen innerhalb eines Radius von 18 kpc. Dies macht ISOHDFS 27 zur vermutlich massereichsten bekannten Spiralgalaxie und bedeutet, dass massereiche Strukturen schon vor mehr als 6 Milliarden Jahren existierten.	In this galaxy, ISOHDFS 27 at a redshift of about 0.6, our low resolution infrared spectroscopy of last year detected strong H-alpha emission originating in a burst of star formation. This year we obtained high resolution optical (R~5000) spectra that also spatially resolve the H-alpha emission. We can, thus, for the first time, probe the dynamical state of this galaxy. The double horn shape of the line profile (Fig. II-57) implies the presence of a rotating disk. The rotational velocity corrected for projection and beaming effects is 420 km/s, higher than for almost all known spirals in the local Universe. We determine an enormous mass of 1012 solar masses enclosed within 18 kpc. This makes ISOHDFS 27 perhaps the most massive spiral galaxy known to date, implying that massive structures were already in place 6 billion years ago.
Wir haben vor, die Untersuchungen von Quellen bei hoher Rotverschiebung mit starker Emission im mittleren Infrarot auszuweiten. In Zusammenarbeit mit dem amerikanischen SIRTF-IRAC-Team untersuchen wir im Sichtbaren und nahen Infrarot ein großes Gebiet um das südliche Chandra-Feld, um im Optischen oder Nahinfraroten die Natur der Quellen zu identifizieren, die in tiefen Durchmusterungen mit SIRTF im mittleren Infrarot gefunden werden.	We are planning to extend these studies of high-redshift sources with strong mid-IR emission. In collaboration with the US SIRTF-IRAC team we are imaging in the near infrared and visible a wide area located in the Chandra-South field. We aim at providing the near-IR/optical counterparts of the sources discovered through deep mid-infrared surveys carried out with SIRTF.
Um eine merkliche Zahl der hellsten (Sub)mm-Hintergrundsquellen zu finden, führen wir in einer Zusammenarbeit von Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), MPE und dem National Radio Astronomy Observatory NRAO eine tiefe (~0.5mJy) Durchmusterung großer Felder (jeweils mehr als 100 Quadratbogenminuten) bei einer Wellenlänge von 1.2mm durch. Wir benutzen das Max-Planck Millimeter Bolometer Array MAMBO am IRAM 30m-Teleskop auf Pico Veleta, Spanien. Die gefunden Quellen tragen signifikant zum kosmischen (Sub)mm-Hintergrund bei und sind vermutlich staubreiche Objekte bei hoher Rotverschiebung mit Sternentstehungsraten bis zu einigen Tausend Sonnenmassen im Jahr.	To detect a significant number of the brightest (sub)mm background sources, a collaboration of scientists from Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), MPE and the National Radio Astronomy Observatory (NRAO) is conducting a deep (~0.5mJy), wide (each field more than 100 square arcmin) survey at a wavelength of 1.2mm. We are using the MPIfR Millimetre Bolometer Array - MAMBO - at the IRAM 30m millimetre telescope on Pico Veleta, Spain. The detected sources contribute significantly to the cosmic (sub)mm background and are likely to be dusty high-redshift objects with star formation rates of up to several thousand solar masses per year.
Da die Antennenkeule des 30m-Telekops mit 11" zu groß für eine klare Quellenidentifizierung allein aus den mm-Daten ist, führen wir Radio/mm-Interferometrie und optische und Nahinfrarot-Folgebeobachtungen durch, um die Quellen in zwei Feldern zu identifizieren. Identifikationen und schließlich Rotverschiebungen sind nötig, um die Beziehung von (Sub)mm-Galaxien zu anderen Objektklassen bei hoher Rotverschiebung zu bestimmen, wie etwa Lyman-Break-Galaxien, QSOs, oder extrem rote Objekte. (Da Galaxien bei Wellenlängen kurzwelliger als die Ionisationskante von Wasserstoff, Lyman Kante, kaum Licht ausstrahlen, sind hochrotverschobene Galaxien nicht mehr im Optischen sondern nur im Infraroten zu beobachten. Man nennt diese Objekte Lyman-Break-Galaxien.) Sie werden ebenfalls dringend nötige Hilfe bei der Beantwortung der Frage leisten, was der Beitrag aktiver Galaxienkerne zum kosmischen Ferninfrarothintergrund ist.	Since the 11" beam of the 30m telescope is too large to allow for proper source identification using the mm data alone, we are carrying out follow-up radio/mm interferometry and optical/IR observations to identify the mm sources detected in two fields. Identifications and ultimately redshifts are needed to understand the relation of (sub)mm galaxies to other classes of high redshift objects, like Lyman break galaxies, QSOs, or the so-called extremely red objects. (Since galaxies hardly emit any radiation shortward of the ionisation edge of hydrogen, the Lyman break, highly redshifted galaxies are no longer visible in the optical but in the infrared. These objects are termed Lyman-break-galaxies.) They will also shed much needed light on the question as to the fractional contribution of active galactic nuclei to the cosmic far-infrared background.
Abb. II-58: Tiefe R-Band- (links) und K-Band-Aufnahme (rechts) an der Position der MAMBO 1.2mm-Quelle Abell2125-10. Das schwarze Pluszeichen zeigt die Position der Mambo-Quelle und der Kreis mit einem Durchmesser von 10.7" die Teleskopkeule. Die 20cm-Radioquelle ist als kleines Kreuz angedeutet. Die MAMBO-Quelle wird mit einem roten (R-K>5) asymmetrischen Objekt an der Position der Radioquelle identifiziert Fig. II-58: Deep R-band (left) and K-band (right) images at the location of the MAMBO 1.2mm source Abell2125-10. The black plus symbol indicates the position of the MAMBO source and the circle with a diameter of 10.7" represents the telescope beam. The 20cm radio source (~100μJy) is shown as a small cross. The MAMBO source is identified with a red (R-K>5) asymmetric object coincident with the radio source.
In einem unserer Felder, zentriert auf den Galaxienhaufen Abell 2125, haben wir mehr als 30 MAMBO-Quellen entdeckt. Wir identifizieren mögliche Gegenstücke aus einer empfindlichen VLA-Karte, und aus tiefen R-Band- (~25.3 mag) und K-Band-Aufnahmen (~21.5 mag) vom 2.2m und 3.6m-Teleskop auf Calar Alto. Mehr als die Hälfte der starken MAMBO-Quellen haben VLA-Gegenstücke während nur 0.2 Zufallskoinzidenzen für das ganze Feld erwartet werden. Abschätzungen der Rotverschiebung aus dem Spektralindex zwischen Radio- und mm-Bereich legen nahe, dass diese Objekte bei hoher Rotverschiebung mit einem Median von 2.5 liegen. Die genauen interferometrischen Positionen erlauben die Identifikation von Gegenstücken die ziemlich blaue, ebenso wie extrem rote (R-K>5) Objekte einschließen, sowie Felder ohne optische oder nahinfrarote Gegenstücke (Abb. II-58).	In one of our fields, centred on the cluster of galaxies Abell 2125, we have detected more than 30 MAMBO sources. We identify possible counterparts from a sensitive VLA map, and from deep R-band (~25.3mag) and K-band (~21.5mag) observations carried out at the 2.2 and 3.6m telescopes at Calar Alto. More than half of the strong MAMBO sources do show VLA counterparts, while we would expect only 0.2 chance coincidences for the entire field. Coarse redshift estimates based on the radio-mm spectral index suggest that these objects lie at high redshifts with a median redshift of 2.5. The accurate interferometric positions allow the identification of counterparts which include relatively blue as well as extremely red (R-K>5) objects, and fields which are blank at the depth of our optical and near-infrared data (Fig. II-58).
Das zweite Feld ist zentriert auf das NTT Deep Field, das wegen der Verfügbarkeit sehr tiefer optischer und Nahinfrarotaufnahmen und Erreichbarkeit von IRAM und VLT ausgewählt wurde. Mit mehr als 40 Quellen ist das MAMBO-Bild dieses Feldes das reichhaltigste Bild das jemals bei mm oder submm-Wellenlängen aufgenommen wurde. Tiefe optische Aufnahmen eines großen Felds wurde aufgenommen um die öffentlichen Daten des NTT Deep Field zum größeren MAMBO-Feld zu ergänzen.	The second field is centred on the ESO NTT Deep Field, selected because of the availability of very deep optical/near-infrared multicolour imaging and accessibility from IRAM and the VLA. With more than 40 sources, the MAMBO image of this field is the richest blank field image ever taken at mm or sub-mm wavelengths. Deep, wide-field optical imaging has been taken to extend the public ESO NTT Deep Field data to the larger size of the MAMBO field.
	Abb. II-59: Eine tiefe K-Band-Aufnahme identifiziert die SCUBA-Quelle Lockman 850.1 mit dem hellsten Maximum in einem komplexen, geklumpten Objekt das möglicherweise eine sich gerade bildende elliptische Galaxie darstellt. Die genaue interferometrische IRAM-Position ist durch den kleinen Kreis angedeutet. Fig. II-59: Deep K band image identifying the SCUBA source Lockman 850.1 with the brightest peak in a complex, clumpy object possibly representing an elliptical galaxy in formation. The accurate IRAM interferometric position is indicated by the small circle.
Unser Projekt zur Identifikation von SCUBA-Submm-Quellen ist in Zusammenarbeit mit dem britischen Submm-Konsortium fortgesetzt worden. Trotz der tragischen Unfälle am Plateau de Bure-Interferometer konnte IRAM uns eine genaue interferometrische Lokalisierung der hellsten Submm-Quelle liefern, die im vom britischen Konsortium durchmusterten Teil des Lockman Hole gefunden wurde. Eine tiefe K-Band-Aufnahme (Abb. II-59) identifiziert die Submm-Quelle mit einem geklumpten, ausgedehnten Objekt. Diese Morphologie, ähnlich der von Radiogalaxien bei hoher Rotverschiebung, und die enorme abgeleitete Sternentstehungsrate legen nahe, dass wir Zeuge der Entstehung einer massereichen elliptischen Galaxie sind.	Our program of identification of SCUBA submm sources has also continued in collaboration with the UK submm survey consortium. Despite the tragic accidents at the Plateau de Bure interferometer, IRAM was able to provide us with an accurate interferometric location of the brightest submm source in the region of the Lockman Hole that has been surveyed by the UK consortium. A deep K band image (Fig. II-59) identifies the submm source with a clumpy, extended object. This morphology, reminiscent of high redshift radio galaxies together with the huge inferred star formation rate suggest that we may be witnessing the formation of a massive elliptical galaxy.
Galaxien bei hoher Rotverschiebung mit Sternentstehung können durch auf den Lyman-Break (Ultraviolett im Ruhesystem) abgestimmte optische Aufnahmen gefunden werden, oder durch Millimeter-Aufnahmen, die die Staubemission (Ferninfrarot im Ruhesystem) messen. Bis heute haben die mit beiden Methoden gefundenen Galaxien zwei fast völlig getrennte Stichproben gebildet. Verständnis der Sternenstehungsgeschichte des Universums und der Galaxienentwicklung erfordert jedoch Verständnis der UV- und Ferninfraroteigenschaften beider Klassen. Wir müssen also die UV-Emission ferninfrarotselektierter Objekte und die Ferninfrarotemission UV-selektierter Objekte untersuchen. Der zweite Ansatz ist besonders wertvoll, denn er erlaubt Bestimmung des Anteils am kosmischen Ferninfrarothintergrund, der von optisch detektierbaren "Lyman-Break-Galaxien" herrührt, statt von staubumhüllten Starbursts oder aktiven Kernen.	Star-forming galaxies at high redshift can be identified by optical imaging tuned to their (rest frame ultraviolet) Lyman break, or by millimetre imaging that detects their (rest far-infrared) dust emission. Until now, the galaxies detected by these techniques have defined two samples that are almost entirely disjoint. However, an understanding of the universe's history of star formation (and therefore, galaxy evolution) requires that we understand the UV and far-IR properties of both classes. We must therefore study the rest UV emission from far-IR-selected objects and the rest far-IR emission from UV-selected objects. The latter approach is especially valuable, since it allows us to constrain what fraction of the cosmic far-IR background comes from optically detectable "Lyman break" galaxies, rather than from dust-enshrouded starbursts or active nuclei.
	Abb. II-60: Die durch Gravitationslinsenwirkung verstärkte Lyman-Break-Galaxie cB58 (Quadrat) folgt nicht der für nahe Starburstgalaxien geltenden Beziehung zwischen dem Verhältnis aus Ultraviolett- und Ferninfrarotemission und der Steigung β des Ultraviolettspektrums. Fig. II-60: The gravitationally lensed Lyman Break galaxy cB58 (square) does not follow the relation between the ratio of ultraviolet and far-infrared emission, and the UV spectral slope β that has been determined for local starburst galaxies.
Wir haben mit MAMBO am IRAM-30m-Teleskop Staubemission der hellsten bekannten Lyman-Break-Galaxie gemessen - der durch einen Galaxienhaufen gravitationslinsenverstärkten Quelle cB58 bei einer Rotversschiebung von 2.7, und die Verstärkung von ~30 genutzt um, bis zu einem niedrigen intrinsischen Niveau der Staubemission vorzudringen. Im Vergleich zu nahen UV-hellen Starburstgalaxien, die mögliche Analoga der Lyman-Break-Galaxien bei z~3 sind, scheint cB58 wesentlich weniger Ferninfrarotemission zu haben als aus der Steigung des UV-Spektrums vorausgesagt wird. Während nahe Starbursts eine starke Korrelation aufweisen zwischen (a) dem Anteil der UV-Emission, der durch Staub im fernen Infrarot wieder abgestrahlt wird und (b) der durch die Steigung β des UV-Spektrums gemessenen Rötung, liegt cB58 ungefähr einen Faktor 15 unterhalb dieser Beziehung (Abb. II-60).	We have used the MAMBO array at the IRAM 30m telescope to detect dust emission from the brightest known Lyman break galaxy -- the gravitationally lensed source cB58 at a redshift of 2.7. We have exploited the lens magnification by a foreground galaxy cluster of ~30 to probe to a very faint level of intrinsic dust emission. In comparison to the local, UV-bright starburst galaxies which are the putative analogues of the z~3 Lyman break galaxies, cB58 appears to produce far less far-IR emission than the slope of its UV spectrum predicts. Whereas nearby starbursts show a strong correlation between (a) the fraction of UV emission which is reradiated by dust in the far-infrared window, and (b) the reddening by dust measured by the UV spectral slope β, cB58 falls a factor of ~15 below this relation (Fig. II-60).
Dieses Ergebnis legt nahe, dass die Steigung des UV-Spektrums von cB58 entweder ungenau oder nicht konsistent mit den lokalen Starbursts gemessen wurde. Eine negativere (blauere) Steigung wäre in Übereinstimmung mit dem unabhängig erschlossenen niedrigen Staubgehalt. Obgleich Unsicherheit in der Staubtemperatur von cB58 uns an endgültigen Aussagen über die Lage von cB58 im Vergleich zu der Beziehung für nahe Galaxien hindert, hat unsere Hypothese einer ungenauen und/oder inkonsistenten Messung wichtige Folgerungen für das Verständnis von Sternentstehung bei hoher Rotverschiebung. Versuche, die UV-Emission von Lyman-Break-Galaxien für Extinktion zu "korrigieren" und ihren Beitrage zum Ferninfrarot-Hintergrund zu extrapolieren, hängen entscheiden von einer genauen Messung der Steigung des UV-Spektrums ab. Wenn diese in anderen Lyman-Break-Galaxien so schlecht wie in cB58 bestimmt ist, scheint klar, dass nur auf optischen Beobachtungen beruhende Behauptungen über diese Population mit großer Vorsicht zu behandeln sind.	This result suggests that cB58's UV spectral slope has been measured either inaccurately or inconsistently with respect to the local starburst sample. A more negative (i.e., bluer) slope would agree with the low dust content inferred independently. While uncertainty in the dust temperature in cB58 prevents us from making a conclusive statement about whether this Lyman break galaxy falls above, below, or exactly on the relation for local starburst galaxies, our hypothesis of an inaccurate and/or inconsistent measurement of the UV spectral slope has important consequences for our understanding of star formation at high redshift. Attempts to "correct" the observed rest-UV emission from Lyman break galaxies for extinction, and to extrapolate their contribution to the far-IR background, depend crucially on proper measurement of the UV spectral slope. If the UV spectral slope is as poorly constrained in other Lyman break galaxies as it is in cB58, it seems clear that claims which are based on only optical observations of this population should be treated with great caution.
Zur Vorbereitung der Mission des FIRST Satelliten haben wir ein neues Projekt begonnen mit dem Ziel, die beste Strategie für tiefe Durchmusterungen des Himmels im fernen Infrarot mit dem PACS-Instrument des MPE an Bord von FIRST zu bestimmen, und seinen wissenschaftlichen Ertrag im Feld der Galaxienentstehung und -entwicklung zu optimieren. Die üblichen Methoden Informationen aus Durchmusterungen zu gewinnen, wie z.B. Berechung von Quellenzählungen und Korrelationsfunktionen, können nicht zu einer völlig befriedigenden Bestimmung der Quelleneigenschaften führen. Die Schwierigkeit der Identifikation und Rotverschiebungsmessung schwacher Infrarotquellen fordert maximale Information aus der Durchmusterung selbst. Simulationen mit Monte-Carlo-Verfahren sind nötig. Die Simulationen basieren auf dem Ansatz der "Rückwärtsentwicklung". Sie sind in einem größeren infrarotastronomischen Zusammenhang aufgesetzt und berücksichtigen für die Galaxienevolution relevante Ergebnisse aus bereits durchgeführten Experimenten. Sie werden außerdem eine unabhängige Interpretation der Ergebnisse anderer Infrarot/Submillimeterexperimente ermöglichen.	In preparation for the launch of the FIRST satellite we started a project that aims to define the best observing strategy for deep surveys of the far-infrared sky with the MPE lead PACS and to optimise its scientific return in the field of galaxy formation and evolution. The standard procedures to extract information from a survey, e.g. computing the number counts and the correlation functions, will not lead to a fully satisfactory determination of the source characteristics. The difficulty of the identification and redshift determination of faint infrared sources makes Monte Carlo Simulations necessary to extract the maximum information from the surveys. The simulations are based on a "backward evolution" approach. They are set up in a wider infrared context and take into account the available constraints on galaxy evolution from other experiments. They will also allow an independent interpretation of the results from other far-infrared/submillimetre experiments.
Wir haben tiefe NICMOS-Aufnahmen einer Stichprobe von fünf radioleisen Quasaren bei hoher Rotverschiebung (2<z<3) und mit niedriger absoluter Leuchtkraft des Kerns gewonnen, und vermutlich die umgebenden Galaxien (‚Hosts’) für alle Quasare gefunden. Die meisten dieser Galaxien haben Leuchtkräfte ähnlich den heutigen leuchtkräftigen "L*"-Galaxien, mit einem Bereich von 0.2 L* bis etwa 4 L*. Diese Hostgalaxien haben Helligkeiten und Größen wie Lyman-Break-Galaxien bei gleicher Rotverschiebung und Ruhewellenlänge, sind aber etwa zwei Magnituden schwächer als starke Radiogalaxien und Hosts von radiolauten Quasaren. Die Hosts unserer Stichprobe bei hoher Rotverschiebung sind ähnlich oder schwächer als die Hosts radioleiser Quasare bei niedriger Rotverschiebung mit ähnlicher absoluter Leuchtkraft des Kerns. Die Galaxien bei hoher Rotverschiebung haben aber vermutlich nur 10-20% der stellaren Masse ihrer Gegenstücke bei niedriger Rotverschiebung. Eine Anwendung der Beziehung für heutige Sphäroide zwischen Bulgemasse und Masse des schwarzen Lochs würde nahe legen, dass sie schwarze Löcher mit Massen um 100 Millionen Sonnemassen enthalten. Ein Vergleich mit der Helligkeit ihrer Kerne ergibt Akkretionsraten nahe dem oder am Eddington-Grenzwert. Obwohl diese Galaxien bei hoher Rotverschiebung bereits superschwere schwarze Löcher enthalten, müssen sie noch merklich wachsen, um sich zu heutigen L*-Galaxien zu entwickeln. Diese Ergebnisse sind grundsätzlich verträglich mit theoretischen Vorstellungen über den hierarchischen Aufbau der Muttergalaxie und ihre Beziehung zum zentralen superschweren schwarzen Loch.	We have made a deep NICMOS imaging study of a sample of five high redshift (2<z<3) radio-quiet quasars with low absolute nuclear luminosities, and have detected apparent host galaxies in all of these. Most of the hosts have luminosities approximately equal to present-day fairly luminous "L*" galaxies, with a range from 0.2 L* to about 4 L*. These host galaxies have magnitudes and sizes consistent with those of the Lyman break galaxies at similar redshifts and at similar rest wavelengths, but are about two magnitudes fainter than high-z powerful radio galaxies and radio-loud quasar hosts. The hosts of our high-z sample are comparable to or less luminous than the hosts of the low-z radio quiet quasars with similar nuclear absolute magnitudes. However, the high-z galaxies are more compact than the hosts of the low-z quasars, and probably have only 10-20% of the stellar mass of their low-z counterparts. Application of the relation between bulge mass and black hole mass found for present-day spheroids to quasars would indicate that they contain black holes with masses around 100 Million solar masses. Comparison to their nuclear magnitudes implies accretion rates that are near or at the Eddington limit. Although these high-z galaxies already contain super massive black holes, they will need to grow significantly to evolve into present-day L* galaxies. These results are basically consistent with theoretical predictions for the hierarchical build-up of the galaxy host and its relation to the central super massive black hole.
	Andreani, Baker, Barden, Dannerbauer, Genzel, Lehnert, Lutz, Moy, Rigopoulou, Tacconi, Thatte
4.5 Zum Ursprung der kosmischen Hintergrundstrahlung im Röntgen- und Gammabereich	4.5 On the Origin of the Cosmic Background Radiation in the X- and Gamma-Ray Range
Die Hintergrundstrahlung im Röntgen- und Gammabereich ist von großem kosmologischen Interesse, weil sich in ihr die gesamte kosmische Entwicklung widerspiegelt. Im Röntgenbereich konnte mit Hilfe der tiefen Durchmusterungen mit ROSAT bei einer Flussgrenze von 5x10-15 erg/cm2s im 0.5-2 keV Band etwa 70-80 % des Röntgenhintergrundes bei 1 keV in diskrete Quellen aufgelöst werden. Eine nahezu vollständige Identifizierung der detektierten Quellen hat gezeigt, dass es sich dabei im Wesentlichen um aktive galaktische Kerne (AGN), also Seyfertgalaxien und Quasare handelt. Mit der ultratiefen Durchmusterung von ROSAT wurde inzwischen eine Flussgrenze von 1.2x10-15 erg/cm2 im 0.5-2 keV Band erreicht und mit Hilfe von Keck-Spektren konnten 90% der insgesamt 94 Quellen identifiziert werden. Die Mehrzahl der Quellen (57) sind AGN vom Typ I mit breiten Emissionslinien, während 13 AGN lediglich schmale Emissionslinien oder Balmer-Emissionslinien mit einem großen Balmerdekrement (AGN Typ II) zeigen, die auf eine signifikante Absorption im Optischen hinweisen. Die zweithäufigste Klasse sind Gruppen oder Haufen von Galaxien (~ 11%). Wir finden keine Änderungen der Populationen zwischen der tiefen und ultratiefen Durchmusterung. Inzwischen wurde der Vorstoß zu noch schwächeren Quellen mit Chandra und XMM fortgesetzt.	The background radiation in the X- and gamma-ray range is of great cosmological interest because it reflects the whole of cosmic evolution. With the help of the deep survey with ROSAT, which achieved a flux limit of 5x10-15 erg/cm2s in the 0.5-2 keV band, it was possible to resolve about 70-80% of the X-ray background up to 1 keV as discrete point sources. A nearly complete identification of the detected sources has shown that they are mainly active galactic nuclei (AGN) like Seyfert galaxies and quasars. In the meantime the ultra-deep survey of ROSAT has reached a flux limit of 1.2 x10-15 erg/cm2 in the 0.5-2 keV band and it has been possible to identify 90% of the 94 sources with the help of Keck-spectroscopy. The majority of these sources (57) are AGN of type I with broad emission lines, while 13 AGN show only narrow emission lines or Balmer emission lines with a large Balmer decrement (AGN type II), which indicates a significant absorption in the optical. The second most numerous class are groups or clusters of galaxies (~11%). We find no change of the populations between the deep and the ultra-deep survey. Meanwhile even weaker sources are being searched for with Chandra and XMM-Newton.
Für den Bereich der Gammastrahlung steht eine genaue Quellidentifikation noch aus, aber alles deutet darauf hin, dass es sich dabei auch um Beiträge von nicht-aufgelösten Punktquellen handelt. Im Energiebereich bis etwa ~ 500 keV dominieren vermutlich AGN, während oberhalb von etwa 5 MeV nach den EGRET-Ergebnissen der wesentliche Beitrag von Gamma-Blasaren herrührt. Im Energiebereich dazwischen vermutet man, dass der Gammahintergrund von kosmologischen Supernovaexplosionen stammt, wobei der Zerfall der in der Ex-plosion erzeugten radioaktiven Elemente zu ausreichend intensiver Gammastrahlung im Bereich 500 keV - 5 MeV führt. Die Gammaspektren dieser Supernovaexplosionen sollten bestimmte Signaturen (Kanten) aufweisen, die sowohl die Quelltypidentifikation als auch die Bestimmung der Rotverschiebungsverteilung ermöglichen sollte (Abb. II-61).	In the gamma-ray range a precise source identification is still lacking, but everything points to the fact that also in this case it involves contributions from non-resolved point sources. In the energy range up to ~500 keV AGN very probably dominate, while above about 5 MeV, according to the EGRET results, the main contribution comes from gamma blazars. In the intermediate energy range it is possible that the gamma-ray background is due to cosmological supernovae, in which the decay of the radioactive elements created by the explosion leads to sufficiently intense gamma-radiation in the range 500 keV - 5 MeV. The gamma-ray spectra of these supernova explosions should have characteristic signatures (edges) which should allow the identification of the sources as well as the determination of the redshift distribution (Fig. II-61).
	Abb. II-61: Das kosmisch-diffuse Hintergrundspektrum vom Radio- bis zum Gammabereich. Die einzelnen Emissionskomponenten (der extragalaktische Radiohintergrund, die 3 K Schwarzkörperstrahlung und das extragalaktische Hintergrundlicht) oberhalb 0.1 µm sind deutlich erkennbar. Fig. II-61: The cosmic-diffuse background spectrum from the radio to the gamma-ray range. The single emission components (the extragalactic radio background, the 3 K black body radiation and the extragalactic background light) above.
	Abb. II-62: Das Spektrum der kosmisch-diffusen Hintergrundstrahlung von 10 keV bis 1 GeV. Die drei eingezeichneten Kurven geben die Abschätzungen des Beitrags von FR I Galaxien an. Die oberste Kurve nimmt eine positive, die mittlere keine und die unterste eine negative Evolution der Leuchtkraft an. Fig. II-62: The spectrum of the cosmic-diffuse background radiation from 10 keV to 1 GeV. The three lines at the bottom show the contribution from FRI galaxies. The top curve assumes a positive, the middle one no and the bottom one a negative evolution of the luminosity.
Eine weitere Möglichkeit, den kosmischen Hintergrund im Energiebereich um 1 MeV zu erklären, ist durch einen Beitrag von aktiven Galaxien (AGN). Die einzige bis heute in diesem Energiebereich nachgewiesene "normale" aktive Galaxie ist Centaurus A (Cen-A, NGC 5128) mit einem Abstand von nur ca. 3 Mpc. Da wir den Jet unter einem großen Winkel von ca. 70° sehen, ist Cen-A als "normaler" radiolauter AGN zu betrachten. Unter dieser Annahme und mit Hilfe der Gamma- zu Radioleuchtkräfteverhältnisse von 5 radiolauten Seyfertgalaxien wurde der Beitrag dieser Objekte zur kosmischen Hintergrundstrahlung im Gammabereich von 500 keV - 5 MeV abgeschätzt. Dabei ergibt sich, dass unter den günstigsten Bedingungen (positive Evolution der Leuchtkräfte) maximal 20 % des Flusses im MeV-Bereich durch die Summe aller aktiven Galaxien mit nicht auf uns gerichteten Jets erklärt werden können (Abb. II-62)	Another possibility to explain the cosmic background in the energy range around 1 MeV is via the contribution of active galaxies (AGN). Up to now the only detected "normal" active galaxy in this energy range is Centaurus A (Cen-A, NGC 5128), which is only 3 Mpc away. Since we see the jet under a large angle of about 70° Cen-A can be considered as a "normal" radio loud AGN. With this assumption and with the help of the gamma-to-radio-luminosity ratios of 5 radio loud Seyfert galaxies the contribution of these objects to the cosmic background radiation in the gamma-range from 500 keV - 5 MeV has been estimated. The result is that under the most favourable conditions (i.e. positive evolution of the luminosities) at most 20% of the flux in the MeV-range can be explained by the sum of all active galaxies whose jets are directed towards us (Fig. II-62). Hasinger, Lichti, Schmidt, Steinle, Trümper, Weidenspointner

MPE Jahresbericht 2000 / MPE Annual Report 2000