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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

Dia ALMA en Santiago de Chile – 13 Setiembre 2001 1

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


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)


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)


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


ALMAsobrepasa a todos los interferometros existentes y a los previamente planeados


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.


Chajnantor: un lugar excepcional


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– ...


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


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.


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′′


Resolucion angular de ALMA


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...


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


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.


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.


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”.


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.


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.


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.


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


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).


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).


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.


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


El orıgen de las masas estelares

Observaciones mm de ρ Oph y espectro de masas de las condensaciones pre-estelares(Motte et al. 1998)


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.


Flujos bipolares

Las protoestrellas deClase 0 eyectan chorrosbipolares extraordinarios.HH 211 observado en H22.12 µm y en CO (IRAM,Gueth et al. 1999).


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.


CRL 2688: objeto post-AGB

Chorros bipolares multiples en la nebulosa proto-planetaria CRL 2688 (observaciones HSTe IRAM, Cox et al. 1999)


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.


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


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.


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)


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.


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


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


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.


Astroquımica

• Desde discos protoplanetarios hasta galaxias

• Moleculas en regiones de formacion estelar

• Deplecion

• Choques

• Moleculas muy complejas


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.


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)


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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