Observaciones de la formacion de estrellas y galaxias conALMA
Rafael BachillerComite Cientıfico Consultivo de ALMA
Observatorio Astronomico Nacional, Espana
I. Introduccion: astronomıa mm y submm
II. ALMA: Gran Interferometro de ondas mm de Atacama
III. Proyectos cientıficos con ALMA
Dıa ALMA: 13 setiembre 2001, Santiago de Chile
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Astronomıa mm y submm
• Estudio del universo frıo (10- 100 K) que no emite radiaciones optica, UV, X, etc.
• Formacion de galaxias, estrellas, planetas.
• Ausencia de extincion
• Continuo y lıneas espectrales
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Radiotelescopios de ondas mm/submm
• Antenas parabolicas de altısima precision (λ/12)
• Antena unica: poder de resolucion 30- 8′′ (1000 UA en Taurus)
• Interferometros: simulacion de radiotelescopios gigantes (tan grandes como lasdistancias entre elementos), poder de resolucion ∼ 1′′ (140 UA en Taurus)
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Interferometros actuales en ondas mm/submm
• EEUU: Owens Valley (6 antenas de 10,4 m) y Hat Creek (9 antenas de 6 m).Juntos formaran CARMA.
• Europa: IRAM Plateau de Bure (6 antenas de 15 m)
• Japon: NRO Nobeyama (5 antenas de 10 m)
• Limitaciones:
– en sensibilidad– en resolucion– en capacidad para realizar imagenes (comparar con el VLA en ondas cm: 27
antenas)– en frecuencias sintonizables (pero el SMA trabajara en el submm)
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ALMA: breve historia
• EEUU: MMA (MilliMeter Array) pequeno interferometro (2000 m2) para producirimagenes de gran campo, utilizable a λ submm
• Europa: LSA (Large Southern Array) gran interferometro (10000 m2) paraproducir mapas de alta resolucion a λ mm
• Japon: LMSA (Large Millimeter Southern Array) proyecto intermedio de 50antenas de 10 m (∼4000 m2)
• En colaboracion: ALMA un gran interferometro que combina alta sensibilidad(7000 m2) con altısima resolucion (lıneas de base de al menos 10 km) a λ mm ysubmm
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ALMAsobrepasa a todos los interferometros existentes y a los previamente planeados
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El proyecto ALMAAtacama Large Millimeter/submillimeter Array
Gran Interferometro de Ondas Mili y submilimetricas de Atacama
• 64 antenas de 12-m de diametro
– Posiblemente unas 15 antenas adicionales de 6– 8 m (ACA, ALMA Compact Array)– Antenas con superficie de alta precision (20 µm rms)– Alta precision en el apuntado (0.6′′ rms)
• Receptores multifrecuencia, sintonizables en el rango mm/submm
• Doble polarizacion: medida de campos magneticos.
• Gran anchura de banda: 8 GHz por polarizacion. ∆ν = 16 GHz, por receptor.
• Muestreo digital rapidısimo: en 4 bandas de base de 2 GHz cada una → velocidad dereloj de 4 GHz.
• Posibilidad de zoom: Lıneas de Base desde una configuracion compacta de unos 150m de diametro, hasta una de alta resolucion de al menos 10 km.
• Compensacion activa de las distorsiones de fase introducidas por la atmosfera.
• Emplazamiento en observatorio de altısima calidad.
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Chajnantor: el observatorio mas seco y mas alto,
el de cielos mas transparentes del planeta
• Meseta amplia y despejada a 5000 m de altitud
• Observaciones en Chajnantor 4 veces mas rapidas que en Mauna Kea
• Latitud −23o
• Carretera y gaseoducto proximos
• Condiciones muy duras:
– la presion es la mitad que la del nivel del mar– radiacion UV 70% mas alta– grandes oscilaciones de temperatura– fuertes vientos– ...
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Prestaciones de ALMA
• Altısima resolucion espacial: hasta 0.01′′...
• Altısima resolucion espectral: hasta unos m/s
• Imagenes instantaneas: 2016 lıneas de base simultaneas. No se necesita esperar almovimiento de la Tierra para obtener imagenes (al menos en las configuraciones mascompactas)
• Gran dinamica espacial: las imagenes tendran muchos puntos de resolucion. Al menos128 x 128 pix (config. compactas) y hasta 8192 x 8192 pix (alta resolucion)
• Capacidad de observar grandes campos: mediante la realizacion de mosaicos
• Imagenes de gran fidelidad: alta relacion senal/ruido en fuentes moderadamenteintensas
• Receptores multifrecuencia: el proyecto comenzara con 4 bandas: 83-116 GHz (# 3)210-275 GHz (# 6), 275-370 GHz (# 7) y 590-720 GHz (# 9). Pero al final, sepodra sintonizar cualquier frecuencia entre 30 y 900 GHz (bandas # 1 a # 10).
• Banda muy ancha (2× 8 GHz): gran sensibilidad en el continuo. Estudio deatmosferas planetarias.
• Polarizacion: medida de campos magneticos
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Observaciones con ALMA
• Sistema muy automatizado: mınimo numero de personas en el observatorio
• Observaciones remotas: los astronomos no tendran que desplazarse para observar
• Facil utilizacion: al menos para la realizacion de imagenes estandar.
• Versatilidad: posibilidad de formar al menos 5 sub-interferometros
• Sistema dinamico de planificacion: optimizacion del tiempo de telescopio. Cadaproyecto se observara en el momento mas adecuado para el.
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Sensibilidad de ALMA• La sensibilidad de un interferometro se expresa:
∆Sν =J Tsys
ηQ√
2Nbase∆νtint(1)
• Y en el caso de ALMA:
J = 2k/(ηaA) ' 33Jy/K (2)
• Tıpicamente Tsys = 100 K, y 2016 es el numero de lıneas de base.
• En el continuo: ∆ν = 16 GHz
– Tras 1 seg. de tiempo de integracion −→ 0.5 mJy/beam (∼ nivel obtenido enPlateau de Bure tras 24 horas)
– Tras 1 hora de tiempo de integracion −→ 6 µ Jy/beam
• Para lıneas espectrales de anchura ∆ν = 100 kHz (o δv = 0.1 km/s a 230 GHz)
– Tras 10 horas de integracion −→ 1.1 m Jy/beam– por tanto, 0.025 K para 1′′ de resolucion angular a 230 GHz– o 2.5 K para 0.1′′
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Objetivos cientıficos de ALMA
• El universo temprano
• Estructura y evolucion de las galaxias
• Formacion y evolucion de las estrellas
• Formacion de sistemas planetarios
• Cosmoquımica, desde las galaxias hasta los discos protoplanetarios
• Sistema solar
• El Sol...
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El universo remoto y temprano (alto z)
• Imagenes de gran campo en el continuo: gran sensibilidad, sin confusion
– Identificacion de objetos con alto desplazamiento hacia el rojo (z)– Imagenes de lentes gravitatorias– Cinematica: estimaciones de la masa mediante el teorema del virial
• Espectros de gran banda: 30-900 GHz
– Estimaciones del desplazamiento hacia el rojo (z)– Busqueda de protogalaxias (objetos de alto z) en CO– Busqueda de lıneas diferentes de CO: CII, etc
• Fondo cosmico de microondas
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El cumulo de galaxias A1835observaciones opticas y en ondas mm
Imagen a 850 µm superpuestaa una imagen optica (JCMT-SCUBA y telescopio Hale,Ivison et al. 2000). Ambasimagenes proporcionan infor-maciones complementariassobre el cumulo: las fuentessubmm son debiles en eloptico y viceversa. ALMAproporcionara imagenes demejor resolucion que laoptica, y de cumulos muchomas distantes.
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Campo profundo observado con el telescopio Hubble
Hubble Deep Field, HDF
Superposicion de la imagenBVI del HDF con las obser-vaciones IRAM a λ = 1.3mm(Downes et al. 1999).La cruz SCUBA senalala posicion (error 3σ) deHDF 850.1. La cruz ISO unafuente a 15 µm. Otras crucesson radiofuentes. ALMAresolvera los problemas deconfusion en este tipo deimagenes profundas.
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Fotometrıa desde z=0 a z=10
El desplazamiento haciael rojo y la extincion porpolvo disminuyen el flujoUV y optico de las galaxiasdistantes. Sin embargo, estemismo polvo produce unmaximo pronunciado que,gracias al desplazamiento ha-cia el rojo, pasa del infrarrojolejano al rango mm/submm.Gracias a esta combinacionde efectos, ALMA es la mejorherramienta para estudiar lasgalaxias que se formaron trasla “Edad oscura”.
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Espectroscopıa desde z=1 a z=10
Distribucion Espectral deEnergıa (DEE o SED,Blain et al. 2000)de galaxias polvorientastıpicas, incluyendo laslıneas atomicas y de COque son detectables conALMA.
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Lentes gravitatorias
El trebol de cuatro ho-jas H1413+117, a z =2.56, observado en COJ=7–6 con 0.6′′ de res-olucion (IRAM, Kneib etal. 1998). El gradientede velocidades es consis-tente con un disco cir-cunnuclear de 100 pc enel cuasar distante. Conimagenes de mayor res-olucion (ALMA) se podraestudiar la estructura in-terna y la dinamica delcuasar.
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BR1202-0725: otra lente gravitatoria ?
Emision en el continuo a1,3 mm del cuasar BR1202-0725 a z = 4.69 junto conespectros CO J=5–4 (IRAM,Omont et al. 1996). Estasobservaciones muestran queen la decima parte inicial desu vida, el universo ya habıaformado cantidades aprecia-bles de C, O, y de materialessolidos.
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Estructura y evolucion de galaxias
• Mapas de sensibilidad y resolucion muy altas
– Galaxias estandar hasta z ∼0.5–1– Nubes moleculares individuales de las mas proximas– Funcion inicial de masas (IMF)– Cinematica (masas de virial)– Brotes de formacion estelar
• Quımica
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Formacion estelar en Las Antenas
Las Antenas: un par degalaxias en interaccion a bajoz (Mirabel et al. 1998, Wil-son et al. 2000). Paraestudiar cuanta luz estelares absorbida por el polvo,es imprescindible comparar laemision optica (HST) con lamm/submm (aquı contornosde CO).
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Brote de formacion 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 nucleos (ondas cm). Con ALMA seestudiaran muchas de estas galaxias muy oscurecidas en el optico y en una gran cantidadde lıneas espectrales (HCN, HCO+, C I, etc).
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Formacion estelar en galaxias
Serpens es una region proxima(300 pc) de formacion estelar en laVıa Lactea y que puede ser estu-diada con bastante detalle (Testiet al. 1997). ALMA propor-cionara el mismo detalle en re-giones de galaxias cercanas, como30 Dor en la Gran Nube de Ma-gallanes. En otras galaxias: com-ponentes dinamicas como barras,brazos, discos, etc.
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Formacion y evolucion estelar
• Formacion 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 jovenes: masas estelares a partir de la cinematica de
los discos– Multiplicidad en objetos jovenes– Polarizacion– Quımica
• Objetos AGB, post-AGB y Nebulosas Planetarias
– Fases AGB y post-AGB : estructura y cinematica– Nebulosas planetarias: mecanismos de formacion (chorros)– Quımica en las envolturas
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El orıgen de las masas estelares
Observaciones mm de ρ Oph y espectro de masas de las condensaciones pre-estelares(Motte et al. 1998)
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Fragmentacion y multiplicidad
El efecto de aumentar laresolucion angular en obser-vaciones del sistema multipleIRAS 16293-2422 (BIMA,Looney et al.). La pro-porcion de objetos multiplesprotoestelares se desconoce.
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Flujos bipolares
Las protoestrellas deClase 0 eyectan chorrosbipolares extraordinarios.HH 211 observado en H22.12 µm y en CO (IRAM,Gueth et al. 1999).
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IRC 10216: objeto AGB
Distribucion de SiS y CN en IRC 10216 (Guelin et al. 1999), la estrella AGB mas cercana(d∼150±50 pc) con envoltura masiva. Con ALMA este tipo de observaciones podranextenderse a objetos a varios kpc de distancia.
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CRL 2688: objeto post-AGB
Chorros bipolares multiples en la nebulosa proto-planetaria CRL 2688 (observaciones HSTe IRAM, Cox et al. 1999)
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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 etal. 2001). La planetaria se forma a expensas de la disociacion e ionizacion de este gas.La composicion quımica de este gas es muy peculiar y debera ser estudiada por ALMA.
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Discos circunestelares
objetivos prioritarios para ALMA
• Discos protoplanetarios
– Fısica y quımica de las regiones interiores (∼ 30 AU)– Razon gas/polvo, sedimentacion en el plano ecuatorial– Huecos dejados por la formacion de planetas: estructura– Quizas proto-planetas (si tienen envolturas grandes)
• Discos en estrellas maduras (“debris”)
– Estructura. Propiedades del polvo– Gas frıo en sistemas tipo β Pictoris. Estructura y cinematica
• Discos de transicion
– Muy poco estudiados– Rapida disipacion. Mecanismos ?
• Planetas extra-solares ? posiblemente indetectables
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Discos en torno a estrellas jovenes
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 sera posibleobservar discos en estrellas simples y mucho mas distantes.
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Huecos dejados por protoplanetas
Modelo del hueco dejado por la formacion de un jupiter a 7 UA de la estrella y simulacionde observaciones con ALMA a 350 GHz (Gueth et al. 2001)
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Discos en estrellas maduras
Anillo de gas y polvo en tornoa la estrella frıa (K2V) y cer-cana (d ∼3 pc) ε Eridani. Laimagen a 850µm fue tomadacon JCMT-SCUBA (Greaveset al. 1998). ALMA permitiraobservar estos discos con mu-cho mas detalle y en muchasmas estrellas.
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Sistema Solar
• Imagenes instantaneas
– Vientos en Marte (sin la degracion producida por la rotacion de Marte)
– Volcanes en Io (la emision de SO podra resolverse)
– Cometas: chorros (mejores imagenes que las opticas). Tasas de evaporacion.
• Atmosferas de los planetas gigantes
• Asteroides y objetos del cinturon de Kuiper
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Vientos marcianos
Vientos a una altitud deunos 50 km en la atmosferade Marte (CO 1–0, IRAM,Moreno et al. 1999). Valorespositivos indican velocidadesque se alejan, contornos sep-arados por 15 m/s
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Pluton y Caronte
Distribucion del albedo (bandaB) en Pluton y Caronte recon-struido tras observaciones deocultaciones (Buie et al. 1992).Con ALMA se cartografiara latemperatura en ambos objetos,un dato de gran importanciapara los modelos de superficiey atmosfera. En Pluton pare-cen precisarse 2 componentes:el 80% de la superficie a 35 K(quizas Nitrogeno helado) y el20% a unos 60-70 K.
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Astroquımica
• Desde discos protoplanetarios hasta galaxias
• Moleculas en regiones de formacion estelar
• Deplecion
• Choques
• Moleculas muy complejas
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Quımica y ondas de choqueMapas de emision molecular en el chorro bipolar eyectado por la protoestrella L 1157-mm(Bachiller et al. 2001). La estratificacion quımica sucede en escalas espaciales de ∼1015
cm. ALMA cartografiara estos cambios quımicos con mucho detalle.
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Complejidad quımica en el medio interestelar
• CH3OCH3, CH3CH2OH y otras moleculas muy complejas se encuentran en grandesabundancias en algunas regiones de formacion estelar masiva
– “nucleos calientes”– regiones distantes– pequeno tamano angular (< 0.1′′)
• Quizas precursores de moleculas de interes biologico:
– Bases– Azucares– Aminoacidos
• ALMA detectara moleculas de muy baja abundancia (∼ 10−13)
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Conclusiones
• ALMA es un desafıo cientıfico, tecnico y de organizacion (uno de los pocosproyectos a escala verdaderamente global)
• Sera complementario de la nueva generacion de instrumentos en otras longitudesde ondas (VLT, NGST)
• ALMA no es un telescopio especializado
• Sera util en todos los campos de la Astrofısica
• Y no solo para los radioastronomos: sera utilizable en modo estandar porcualquier astronomo
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