Observaciones de la formación de estrellas y galaxias con

Observaciones de la formaci´ on de estrellas y galaxias con ALMA Rafael Bachiller Comit´ e Cient´ıfico Consultivo de ALMA Observatorio Astron´ omico Nacional, Espa˜ na

I. Introducci´ on: astronom´ıa mm y submm II. ALMA: Gran Interfer´ ometro de ondas mm de Atacama III. Proyectos cient´ıficos con ALMA

D´ıa ALMA: 13 setiembre 2001, Santiago de Chile Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Astronom´ıa mm y submm

• Estudio del universo fr´ıo (10- 100 K) que no emite radiaciones ´optica, UV, X, etc. • Formaci´on de galaxias, estrellas, planetas. • Ausencia de extinci´on • Continuo y l´ıneas espectrales

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Radiotelescopios de ondas mm/submm

• Antenas parab´olicas de alt´ısima precisi´on (λ/12)

• Antena u ´ nica: poder de resoluci´on 30- 800 (1000 UA en Taurus)

• Interfer´ ometros: simulaci´on de radiotelescopios gigantes (tan grandes como las distancias entre elementos), poder de resoluci´on ∼ 100 (140 UA en Taurus)

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Interfer´ ometros actuales en ondas mm/submm • EEUU: Owens Valley (6 antenas de 10,4 m) y Hat Creek (9 antenas de 6 m). Juntos formar´an CARMA. • Europa: IRAM Plateau de Bure (6 antenas de 15 m) • Jap´ on: NRO Nobeyama (5 antenas de 10 m) • Limitaciones: – en sensibilidad – en resoluci´on – en capacidad para realizar im´agenes (comparar con el VLA en ondas cm: 27 antenas) – en frecuencias sintonizables (pero el SMA trabajar´a en el submm)

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ALMA: breve historia

• EEUU: MMA (MilliMeter Array) peque˜no interfer´ometro (2000 m2) para producir im´agenes de gran campo, utilizable a λ submm • Europa: LSA (Large Southern Array) gran interfer´ometro (10000 m2) para producir mapas de alta resoluci´on a λ mm • Jap´ on: LMSA (Large Millimeter Southern Array) proyecto intermedio de 50 antenas de 10 m (∼4000 m2) • En colaboraci´on: ALMA un gran interfer´ometro que combina alta sensibilidad (7000 m2) con alt´ısima resoluci´on (l´ıneas de base de al menos 10 km) a λ mm y submm

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ALMA sobrepasa a todos los interfer´ ometros existentes y a los previamente planeados

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El proyecto ALMA Atacama Large Millimeter/submillimeter Array Gran Interfer´ ometro de Ondas Mili y submilim´ etricas de Atacama • 64 antenas de 12-m de di´ametro – Posiblemente unas 15 antenas adicionales de 6– 8 m (ACA, ALMA Compact Array) – Antenas con superficie de alta precisi´on (20 µm rms) – Alta precisi´on en el apuntado (0.600 rms) • Receptores multifrecuencia, sintonizables en el rango mm/submm • Doble polarizaci´on: medida de campos magn´eticos. • Gran anchura de banda: 8 GHz por polarizaci´on. ∆ν = 16 GHz, por receptor. • Muestreo digital rapid´ısimo: en 4 bandas de base de 2 GHz cada una → velocidad de reloj de 4 GHz. • Posibilidad de zoom: L´ıneas de Base desde una configuraci´on compacta de unos 150 m de di´ametro, hasta una de alta resoluci´on de al menos 10 km. • Compensaci´on activa de las distorsiones de fase introducidas por la atm´osfera. • Emplazamiento en observatorio de alt´ısima calidad. Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Chajnantor: un lugar excepcional

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Chajnantor: el observatorio m´ as seco y m´ as alto, el de cielos m´ as transparentes del planeta • Meseta amplia y despejada a 5000 m de altitud • Observaciones en Chajnantor 4 veces m´as r´apidas que en Mauna Kea • Latitud −23o • Carretera y gaseoducto pr´oximos • Condiciones muy duras: – la presi´on es la mitad que la del nivel del mar – radiaci´on UV 70% m´as alta – grandes oscilaciones de temperatura – fuertes vientos – ...

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Prestaciones de ALMA • Alt´ısima resoluci´on espacial: hasta 0.0100... • Alt´ısima resoluci´on espectral: hasta unos m/s • Im´agenes instant´aneas: 2016 l´ıneas de base simultaneas. No se necesita esperar al movimiento de la Tierra para obtener im´agenes (al menos en las configuraciones m´as compactas) • Gran din´amica espacial: las im´agenes tendr´an muchos puntos de resoluci´on. Al menos 128 x 128 pix (config. compactas) y hasta 8192 x 8192 pix (alta resoluci´on) • Capacidad de observar grandes campos: mediante la realizaci´on de mosaicos • Im´agenes de gran fidelidad: alta relaci´on se˜nal/ruido en fuentes moderadamente intensas • Receptores multifrecuencia: el proyecto comenzar´a con 4 bandas: 83-116 GHz (# 3) 210-275 GHz (# 6), 275-370 GHz (# 7) y 590-720 GHz (# 9). Pero al final, se podr´a sintonizar cualquier frecuencia entre 30 y 900 GHz (bandas # 1 a # 10). • Banda muy ancha (2 × 8 GHz): gran sensibilidad en el continuo. Estudio de atm´osferas planetarias. • Polarizaci´on: medida de campos magn´eticos Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Observaciones con ALMA

• Sistema muy automatizado: m´ınimo n´umero de personas en el observatorio • Observaciones remotas: los astr´onomos no tendr´an que desplazarse para observar • F´acil utilizaci´on: al menos para la realizaci´on de im´agenes est´andar. • Versatilidad: posibilidad de formar al menos 5 sub-interfer´ometros • Sistema din´amico de planificaci´on: optimizaci´on del tiempo de telescopio. Cada proyecto se observar´a en el momento m´as adecuado para ´el.

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Sensibilidad de ALMA • La sensibilidad de un interfer´ ometro se expresa: J Tsys 2Nbase∆νtint

(1)

J = 2k/(ηaA) ' 33Jy/K

(2)

∆Sν =

ηQ

√

• Y en el caso de ALMA:

• T´ıpicamente Tsys = 100 K, y 2016 es el n´umero de l´ıneas de base. • En el continuo: ∆ν = 16 GHz – Tras 1 seg. de tiempo de integraci´on −→ 0.5 mJy/beam (∼ nivel obtenido en Plateau de Bure tras 24 horas) – Tras 1 hora de tiempo de integraci´on −→ 6 µ Jy/beam • Para l´ıneas espectrales de anchura ∆ν = 100 kHz (´o δv = 0.1 km/s a 230 GHz) – Tras 10 horas de integraci´on −→ 1.1 m Jy/beam – por tanto, 0.025 K para 100 de resoluci´on angular a 230 GHz – ´o 2.5 K para 0.100 Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Resoluci´ on angular de ALMA

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Objetivos cient´ıficos de ALMA

• El universo temprano • Estructura y evoluci´on de las galaxias • Formaci´on y evoluci´on de las estrellas • Formaci´on de sistemas planetarios • Cosmoqu´ımica, desde las galaxias hasta los discos protoplanetarios • Sistema solar • El Sol...

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El universo remoto y temprano (alto z)

• Im´agenes de gran campo en el continuo: gran sensibilidad, sin confusi´on – Identificaci´on de objetos con alto desplazamiento hacia el rojo (z) – Im´agenes de lentes gravitatorias – Cinem´atica: estimaciones de la masa mediante el teorema del virial • Espectros de gran banda: 30-900 GHz – Estimaciones del desplazamiento hacia el rojo (z) – B´usqueda de protogalaxias (objetos de alto z) en CO – B´usqueda de l´ıneas diferentes de CO: CII, etc • Fondo c´osmico de microondas

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El c´ umulo de galaxias A1835 observaciones o ´pticas y en ondas mm

Imagen a 850 µm superpuesta a una imagen ´optica (JCMTSCUBA y telescopio Hale, Ivison et al. 2000). Ambas im´agenes proporcionan informaciones complementarias sobre el c´umulo: las fuentes submm son d´ebiles en el ´optico y viceversa. ALMA proporcionar´a im´agenes de mejor resoluci´on que la ´optica, y de c´umulos mucho m´as distantes.

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Campo profundo observado con el telescopio Hubble Hubble Deep Field, HDF Superposici´on de la imagen BVI del HDF con las observaciones IRAM a λ = 1.3mm (Downes et al. 1999). La cruz SCUBA se˜nala la posici´on (error 3σ) de HDF 850.1. La cruz ISO una fuente a 15 µm. Otras cruces son radiofuentes. ALMA resolver´a los problemas de confusi´on en este tipo de im´agenes profundas.

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Fotometr´ıa desde z=0 a z=10 El desplazamiento hacia el rojo y la extinci´on por polvo disminuyen el flujo UV y ´optico de las galaxias distantes. Sin embargo, este mismo polvo produce un m´aximo pronunciado que, gracias al desplazamiento hacia el rojo, pasa del infrarrojo lejano al rango mm/submm. Gracias a esta combinaci´on de efectos, ALMA es la mejor herramienta para estudiar las galaxias que se formaron tras la “Edad oscura”.

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Espectroscop´ıa desde z=1 a z=10

Distribuci´on Espectral de Energ´ıa (DEE o SED, Blain et al. 2000) de galaxias polvorientas t´ıpicas, incluyendo las l´ıneas at´omicas y de CO que son detectables con ALMA.

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Lentes gravitatorias El tr´ebol de cuatro hojas H1413+117, a z = 2.56, observado en CO J=7–6 con 0.600 de resoluci´on (IRAM, Kneib et al. 1998). El gradiente de velocidades es consistente con un disco circunnuclear de 100 pc en el cu´asar distante. Con im´agenes de mayor resoluci´on (ALMA) se podr´a estudiar la estructura interna y la din´amica del cu´asar.

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BR1202-0725: otra lente gravitatoria ?

Emisi´on en el continuo a 1,3 mm del cu´asar BR12020725 a z = 4.69 junto con espectros CO J=5–4 (IRAM, Omont et al. 1996). Estas observaciones muestran que en la d´ecima parte inicial de su vida, el universo ya hab´ıa formado cantidades apreciables de C, O, y de materiales s´olidos.

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Estructura y evoluci´ on de galaxias

• Mapas de sensibilidad y resoluci´on muy altas – Galaxias est´andar hasta z ∼0.5–1 – Nubes moleculares individuales de las m´as pr´oximas – Funci´on inicial de masas (IMF) – Cinem´atica (masas de virial) – Brotes de formaci´on estelar • Qu´ımica

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Formaci´ on estelar en Las Antenas

Las Antenas: un par de galaxias en interacci´on a bajo z (Mirabel et al. 1998, Wilson et al. 2000). Para estudiar cu´anta luz estelar es absorbida por el polvo, es imprescindible comparar la emisi´on ´optica (HST) con la mm/submm (aqu´ı contornos de CO).

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Brote de formaci´ on estelar en Arp220

Observaciones en CO J = 1 − 0 (gas desplazado al rojo y al azul) y HST (Downes et al. 1998). Las cruces indican las posiciones de los n´ucleos (ondas cm). Con ALMA se estudiaran muchas de estas galaxias muy oscurecidas en el ´optico y en una gran cantidad de l´ıneas espectrales (HCN, HCO+, C I, etc). Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Formaci´ on estelar en galaxias

Serpens es una regi´on pr´oxima (300 pc) de formaci´on estelar en la V´ıa L´actea y que puede ser estudiada con bastante detalle (Testi et al. 1997). ALMA proporcionar´a el mismo detalle en regiones de galaxias cercanas, como 30 Dor en la Gran Nube de Magallanes. En otras galaxias: componentes din´amicas como barras, brazos, discos, etc.

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Formaci´ on y evoluci´ on estelar • Formaci´on estelar temprana: protoestrellas (clase 0, I), estrellas pre-secuencia ppal (clase II) – Espectro de masas de condensaciones pre-estelares (mapas gas y polvo) – Censo completo de protoestrellas en muchas regiones – Movimientos de colapso gravitatorio en protoestrellas – Flujos bipolares: movimientos propios, ondas de choques, origen – Discos keplerianos en objetos j´ovenes: masas estelares a partir de la cinem´atica de los discos – Multiplicidad en objetos j´ovenes – Polarizaci´on – Qu´ımica • Objetos AGB, post-AGB y Nebulosas Planetarias – Fases AGB y post-AGB : estructura y cinem´atica – Nebulosas planetarias: mecanismos de formaci´on (chorros) – Qu´ımica en las envolturas Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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El or´ıgen de las masas estelares

Observaciones mm de ρ Oph y espectro de masas de las condensaciones pre-estelares (Motte et al. 1998) Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Fragmentaci´ on y multiplicidad

El efecto de aumentar la resoluci´on angular en observaciones del sistema m´ultiple IRAS 16293-2422 (BIMA, Looney et al.). La proporci´on de objetos m´ultiples protoestelares se desconoce.

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Flujos bipolares

Las protoestrellas de Clase 0 eyectan chorros bipolares extraordinarios. HH 211 observado en H2 2.12 µm y en CO (IRAM, Gueth et al. 1999).

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IRC 10216: objeto AGB

Distribuci´on de SiS y CN en IRC 10216 (Gu´elin et al. 1999), la estrella AGB m´as cercana (d∼150±50 pc) con envoltura masiva. Con ALMA este tipo de observaciones podr´an extenderse a objetos a varios kpc de distancia.

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CRL 2688: objeto post-AGB

Chorros bipolares m´ultiples en la nebulosa proto-planetaria CRL 2688 (observaciones HST e IRAM, Cox et al. 1999) Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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NGC 7027: nebulosa planetaria muy joven

CO J = 1 − 0 y H2 en NGC 7027: remanentes de gas molecular en la envoltura (Cox et al. 2001). La planetaria se forma a expensas de la disociaci´on e ionizaci´on de este gas. La composici´on qu´ımica de este gas es muy peculiar y deber´a ser estudiada por ALMA. Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Discos circunestelares objetivos prioritarios para ALMA

• Discos protoplanetarios – F´ısica y qu´ımica de las regiones interiores (∼ 30 AU) – Raz´on gas/polvo, sedimentaci´on en el plano ecuatorial – Huecos dejados por la formaci´on de planetas: estructura – Quiz´as proto-planetas (si tienen envolturas grandes) • Discos en estrellas maduras (“debris”) – Estructura. Propiedades del polvo – Gas fr´ıo en sistemas tipo β Pictoris. Estructura y cinem´atica • Discos de transici´on – Muy poco estudiados – R´apida disipaci´on. Mecanismos ? • Planetas extra-solares ? posiblemente indetectables Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Discos en torno a estrellas j´ ovenes

El disco en torno a la binaria GG Tau rota de manera kepleriana (Guilloteau et al. 2001). Los discos circumbinarios son particularmente grandes (220 AU). Con ALMA ser´a posible observar discos en estrellas simples y mucho m´as distantes. Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Huecos dejados por protoplanetas

Modelo del hueco dejado por la formaci´on de un j´upiter a 7 UA de la estrella y simulaci´on de observaciones con ALMA a 350 GHz (Gueth et al. 2001) Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Discos en estrellas maduras

Anillo de gas y polvo en torno a la estrella fr´ıa (K2V) y cercana (d ∼3 pc)  Eridani. La imagen a 850µm fue tomada con JCMT-SCUBA (Greaves et al. 1998). ALMA permitir´a observar estos discos con mucho m´as detalle y en muchas m´as estrellas.

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Sistema Solar • Im´agenes instant´aneas – Vientos en Marte (sin la degraci´on producida por la rotaci´on de Marte) – Volcanes en Io (la emisi´on de SO podr´a resolverse) – Cometas: chorros (mejores im´agenes que las ´opticas). Tasas de evaporaci´on. • Atm´osferas de los planetas gigantes • Asteroides y objetos del cintur´on de Kuiper

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Vientos marcianos

Vientos a una altitud de unos 50 km en la atm´osfera de Marte (CO 1–0, IRAM, Moreno et al. 1999). Valores positivos indican velocidades que se alejan, contornos separados por 15 m/s

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Plut´ on y Caronte

Distribuci´on del albedo (banda B) en Plut´on y Caronte reconstruido tras observaciones de ocultaciones (Buie et al. 1992). Con ALMA se cartografiar´a la temperatura en ambos objetos, un dato de gran importancia para los modelos de superficie y atm´osfera. En Plut´on parecen precisarse 2 componentes: el 80% de la superficie a 35 K (quiz´as Nitr´ogeno helado) y el 20% a unos 60-70 K.

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Astroqu´ımica • Desde discos protoplanetarios hasta galaxias • Mol´eculas en regiones de formaci´on estelar • Depleci´on • Choques • Mol´eculas muy complejas

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Qu´ımica y ondas de choque Mapas de emisi´on molecular en el chorro bipolar eyectado por la protoestrella L 1157-mm (Bachiller et al. 2001). La estratificaci´on qu´ımica sucede en escalas espaciales de ∼1015 cm. ALMA cartografiar´a estos cambios qu´ımicos con mucho detalle.

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Complejidad qu´ımica en el medio interestelar • CH3OCH3, CH3CH2OH y otras mol´eculas muy complejas se encuentran en grandes abundancias en algunas regiones de formaci´on estelar masiva – “n´ucleos calientes” – regiones distantes – peque˜no tama˜no angular (< 0.100) • Quiz´as precursores de mol´eculas de inter´es biol´ogico: – Bases – Az´ucares – Amino´acidos • ALMA detectar´a mol´eculas de muy baja abundancia (∼ 10−13) Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001

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Conclusiones • ALMA es un desaf´ıo cient´ıfico, t´ecnico y de organizaci´on (uno de los pocos proyectos a escala verdaderamente global) • Ser´ a complementario de la nueva generaci´on de instrumentos en otras longitudes de ondas (VLT, NGST) • ALMA no es un telescopio especializado • Ser´ au ´ til en todos los campos de la Astrof´ısica • Y no s´ olo para los radioastr´ onomos: ser´a utilizable en modo est´andar por cualquier astr´onomo

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