Observaciones de la formación de estrellas y galaxias con

Observaciones de la formación de estrellas y galaxias con
ALMA
Rafael Bachiller
Comité Cientı́fico Consultivo de ALMA
Observatorio Astronómico Nacional, España
I. Introducción: astronomı́a mm y submm
II. ALMA: Gran Interferómetro de ondas mm de Atacama
III. Proyectos cientı́ficos con ALMA
Dı́a ALMA: 13 setiembre 2001, Santiago de Chile
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Astronomı́a mm y submm
• Estudio del universo frı́o (10- 100 K) que no emite radiaciones óptica, UV, X, etc.
• Formación de galaxias, estrellas, planetas.
• Ausencia de extinción
• Continuo y lı́neas espectrales
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Radiotelescopios de ondas mm/submm
• Antenas parabólicas de altı́sima precisión (λ/12)
• Antena única: poder de resolución 30- 800 (1000 UA en Taurus)
• Interferómetros: simulación de radiotelescopios gigantes (tan grandes como las
distancias entre elementos), poder de resolución ∼ 100 (140 UA en Taurus)
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Interferómetros actuales en ondas mm/submm
• EEUU: Owens Valley (6 antenas de 10,4 m) y Hat Creek (9 antenas de 6 m).
Juntos formarán CARMA.
• Europa: IRAM Plateau de Bure (6 antenas de 15 m)
• Japón: NRO Nobeyama (5 antenas de 10 m)
• Limitaciones:
– en sensibilidad
– en resolución
– en capacidad para realizar imágenes (comparar con el VLA en ondas cm: 27
antenas)
– en frecuencias sintonizables (pero el SMA trabajará en el submm)
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ALMA: breve historia
• EEUU: MMA (MilliMeter Array) pequeño interferómetro (2000 m2) para producir
imágenes de gran campo, utilizable a λ submm
• Europa: LSA (Large Southern Array) gran interferómetro (10000 m2) para
producir mapas de alta resolución a λ mm
• Japón: LMSA (Large Millimeter Southern Array) proyecto intermedio de 50
antenas de 10 m (∼4000 m2)
• En colaboración: ALMA un gran interferómetro que combina alta sensibilidad
(7000 m2) con altı́sima resolución (lı́neas de base de al menos 10 km) a λ mm y
submm
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ALMA
sobrepasa a todos los interferómetros existentes y a los previamente planeados
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El proyecto ALMA
Atacama Large Millimeter/submillimeter Array
Gran Interferómetro de Ondas Mili y submilimétricas de Atacama
• 64 antenas de 12-m de diámetro
– Posiblemente unas 15 antenas adicionales de 6– 8 m (ACA, ALMA Compact Array)
– Antenas con superficie de alta precisión (20 µm rms)
– Alta precisión en el apuntado (0.600 rms)
• Receptores multifrecuencia, sintonizables en el rango mm/submm
• Doble polarización: medida de campos magnéticos.
• Gran anchura de banda: 8 GHz por polarización. ∆ν = 16 GHz, por receptor.
• Muestreo digital rapidı́simo: en 4 bandas de base de 2 GHz cada una → velocidad de
reloj de 4 GHz.
• Posibilidad de zoom: Lı́neas de Base desde una configuración compacta de unos 150
m de diámetro, hasta una de alta resolución de al menos 10 km.
• Compensación activa de las distorsiones de fase introducidas por la atmósfera.
• Emplazamiento en observatorio de altı́sima calidad.
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Chajnantor: un lugar excepcional
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Chajnantor: el observatorio más seco y más alto,
el de cielos más transparentes del planeta
• Meseta amplia y despejada a 5000 m de altitud
• Observaciones en Chajnantor 4 veces más rápidas que en Mauna Kea
• Latitud −23o
• Carretera y gaseoducto próximos
• Condiciones muy duras:
– la presión es la mitad que la del nivel del mar
– radiación UV 70% más alta
– grandes oscilaciones de temperatura
– fuertes vientos
– ...
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Prestaciones de ALMA
• Altı́sima resolución espacial: hasta 0.0100...
• Altı́sima resolución espectral: hasta unos m/s
• Imágenes instantáneas: 2016 lı́neas de base simultaneas. No se necesita esperar al
movimiento de la Tierra para obtener imágenes (al menos en las configuraciones más
compactas)
• Gran dinámica espacial: las imágenes tendrán muchos puntos de resolución. Al menos
128 x 128 pix (config. compactas) y hasta 8192 x 8192 pix (alta resolución)
• Capacidad de observar grandes campos: mediante la realización de mosaicos
• Imágenes de gran fidelidad: alta relación señal/ruido en fuentes moderadamente
intensas
• Receptores multifrecuencia: el proyecto comenzará con 4 bandas: 83-116 GHz (# 3)
210-275 GHz (# 6), 275-370 GHz (# 7) y 590-720 GHz (# 9). Pero al final, se
podrá 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
atmósferas planetarias.
• Polarización: medida de campos magnéticos
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Observaciones con ALMA
• Sistema muy automatizado: mı́nimo número de personas en el observatorio
• Observaciones remotas: los astrónomos no tendrán que desplazarse para observar
• Fácil utilización: al menos para la realización de imágenes estándar.
• Versatilidad: posibilidad de formar al menos 5 sub-interferómetros
• Sistema dinámico de planificación: optimización del tiempo de telescopio. Cada
proyecto se observará en el momento más adecuado para él.
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Sensibilidad de ALMA
• La sensibilidad de un interferómetro se expresa:
J Tsys
2Nbase∆νtint
(1)
J = 2k/(ηaA) ' 33Jy/K
(2)
∆Sν =
ηQ
√
• Y en el caso de ALMA:
• Tı́picamente Tsys = 100 K, y 2016 es el número de lı́neas de base.
• En el continuo: ∆ν = 16 GHz
– Tras 1 seg. de tiempo de integración −→ 0.5 mJy/beam (∼ nivel obtenido en
Plateau de Bure tras 24 horas)
– Tras 1 hora de tiempo de integración −→ 6 µ Jy/beam
• Para lı́neas espectrales de anchura ∆ν = 100 kHz (ó δv = 0.1 km/s a 230 GHz)
– Tras 10 horas de integración −→ 1.1 m Jy/beam
– por tanto, 0.025 K para 100 de resolución angular a 230 GHz
– ó 2.5 K para 0.100
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Resolución angular de ALMA
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Objetivos cientı́ficos de ALMA
• El universo temprano
• Estructura y evolución de las galaxias
• Formación y evolución de las estrellas
• Formación de sistemas planetarios
• Cosmoquı́mica, desde las galaxias hasta los discos protoplanetarios
• Sistema solar
• El Sol...
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El universo remoto y temprano (alto z)
• Imágenes de gran campo en el continuo: gran sensibilidad, sin confusión
– Identificación de objetos con alto desplazamiento hacia el rojo (z)
– Imágenes de lentes gravitatorias
– Cinemática: estimaciones de la masa mediante el teorema del virial
• Espectros de gran banda: 30-900 GHz
– Estimaciones del desplazamiento hacia el rojo (z)
– Búsqueda de protogalaxias (objetos de alto z) en CO
– Búsqueda de lı́neas diferentes de CO: CII, etc
• Fondo cósmico de microondas
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El cúmulo de galaxias A1835
observaciones ópticas y en ondas mm
Imagen a 850 µm superpuesta
a una imagen óptica (JCMTSCUBA y telescopio Hale,
Ivison et al. 2000). Ambas
imágenes proporcionan informaciones complementarias
sobre el cúmulo: las fuentes
submm son débiles en el
óptico y viceversa. ALMA
proporcionará imágenes de
mejor resolución que la
óptica, y de cúmulos mucho
más distantes.
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Campo profundo observado con el telescopio Hubble
Hubble Deep Field, HDF
Superposición de la imagen
BVI del HDF con las observaciones IRAM a λ = 1.3mm
(Downes et al.
1999).
La cruz SCUBA señala
la posición (error 3σ) de
HDF 850.1. La cruz ISO una
fuente a 15 µm. Otras cruces
son radiofuentes.
ALMA
resolverá los problemas de
confusión en este tipo de
imágenes profundas.
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Fotometrı́a desde z=0 a z=10
El desplazamiento hacia
el rojo y la extinción por
polvo disminuyen el flujo
UV y óptico de las galaxias
distantes. Sin embargo, este
mismo polvo produce un
máximo pronunciado que,
gracias al desplazamiento hacia el rojo, pasa del infrarrojo
lejano al rango mm/submm.
Gracias a esta combinación
de efectos, ALMA es la mejor
herramienta para estudiar las
galaxias que se formaron tras
la “Edad oscura”.
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Espectroscopı́a desde z=1 a z=10
Distribución Espectral de
Energı́a (DEE o SED,
Blain et al.
2000)
de galaxias polvorientas
tı́picas, incluyendo las
lı́neas atómicas y de CO
que son detectables con
ALMA.
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Lentes gravitatorias
El trébol de cuatro hojas H1413+117, a z =
2.56, observado en CO
J=7–6 con 0.600 de resolución (IRAM, Kneib et
al. 1998). El gradiente
de velocidades es consistente con un disco circunnuclear de 100 pc en
el cuásar distante. Con
imágenes de mayor resolución (ALMA) se podrá
estudiar la estructura interna y la dinámica del
cuásar.
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BR1202-0725: otra lente gravitatoria ?
Emisión en el continuo a
1,3 mm del cuásar BR12020725 a z = 4.69 junto con
espectros CO J=5–4 (IRAM,
Omont et al. 1996). Estas
observaciones muestran que
en la décima parte inicial de
su vida, el universo ya habı́a
formado cantidades apreciables de C, O, y de materiales
sólidos.
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Estructura y evolución de galaxias
• Mapas de sensibilidad y resolución muy altas
– Galaxias estándar hasta z ∼0.5–1
– Nubes moleculares individuales de las más próximas
– Función inicial de masas (IMF)
– Cinemática (masas de virial)
– Brotes de formación estelar
• Quı́mica
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Formación estelar en Las Antenas
Las Antenas: un par de
galaxias en interacción a bajo
z (Mirabel et al. 1998, Wilson et al. 2000). Para
estudiar cuánta luz estelar
es absorbida por el polvo,
es imprescindible comparar la
emisión óptica (HST) con la
mm/submm (aquı́ contornos
de CO).
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Brote de formación 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 núcleos (ondas cm). Con ALMA se
estudiaran muchas de estas galaxias muy oscurecidas en el óptico y en una gran cantidad
de lı́neas espectrales (HCN, HCO+, C I, etc).
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Formación estelar en galaxias
Serpens es una región próxima
(300 pc) de formación estelar en la
Vı́a Láctea y que puede ser estudiada con bastante detalle (Testi
et al. 1997). ALMA proporcionará el mismo detalle en regiones de galaxias cercanas, como
30 Dor en la Gran Nube de Magallanes. En otras galaxias: componentes dinámicas como barras,
brazos, discos, etc.
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Formación y evolución estelar
• Formación 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 jóvenes: masas estelares a partir de la cinemática de
los discos
– Multiplicidad en objetos jóvenes
– Polarización
– Quı́mica
• Objetos AGB, post-AGB y Nebulosas Planetarias
– Fases AGB y post-AGB : estructura y cinemática
– Nebulosas planetarias: mecanismos de formación (chorros)
– Quı́mica en las envolturas
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El orı́gen 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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Fragmentación y multiplicidad
El efecto de aumentar la
resolución angular en observaciones del sistema múltiple
IRAS 16293-2422 (BIMA,
Looney et al.).
La proporción de objetos múltiples
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
Distribución de SiS y CN en IRC 10216 (Guélin et al. 1999), la estrella AGB más cercana
(d∼150±50 pc) con envoltura masiva. Con ALMA este tipo de observaciones podrán
extenderse a objetos a varios kpc de distancia.
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CRL 2688: objeto post-AGB
Chorros bipolares múltiples en la nebulosa proto-planetaria CRL 2688 (observaciones HST
e 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 et
al. 2001). La planetaria se forma a expensas de la disociación e ionización de este gas.
La composición quı́mica de este gas es muy peculiar y deberá ser estudiada por ALMA.
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Discos circunestelares
objetivos prioritarios para ALMA
• Discos protoplanetarios
– Fı́sica y quı́mica de las regiones interiores (∼ 30 AU)
– Razón gas/polvo, sedimentación en el plano ecuatorial
– Huecos dejados por la formación de planetas: estructura
– Quizás proto-planetas (si tienen envolturas grandes)
• Discos en estrellas maduras (“debris”)
– Estructura. Propiedades del polvo
– Gas frı́o en sistemas tipo β Pictoris. Estructura y cinemática
• Discos de transición
– Muy poco estudiados
– Rápida disipación. Mecanismos ?
• Planetas extra-solares ? posiblemente indetectables
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Discos en torno a estrellas jóvenes
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 será posible
observar discos en estrellas simples y mucho más distantes.
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Huecos dejados por protoplanetas
Modelo del hueco dejado por la formación de un júpiter a 7 UA de la estrella y simulación
de observaciones con ALMA a 350 GHz (Gueth et al. 2001)
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Discos en estrellas maduras
Anillo de gas y polvo en torno
a la estrella frı́a (K2V) y cercana (d ∼3 pc) Eridani. La
imagen a 850µm fue tomada
con JCMT-SCUBA (Greaves
et al. 1998). ALMA permitirá
observar estos discos con mucho más detalle y en muchas
más estrellas.
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Sistema Solar
• Imágenes instantáneas
– Vientos en Marte (sin la degración producida por la rotación de Marte)
– Volcanes en Io (la emisión de SO podrá resolverse)
– Cometas: chorros (mejores imágenes que las ópticas). Tasas de evaporación.
• Atmósferas de los planetas gigantes
• Asteroides y objetos del cinturón de Kuiper
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Vientos marcianos
Vientos a una altitud de
unos 50 km en la atmósfera
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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Plutón y Caronte
Distribución del albedo (banda
B) en Plutón y Caronte reconstruido tras observaciones de
ocultaciones (Buie et al. 1992).
Con ALMA se cartografiará la
temperatura en ambos objetos,
un dato de gran importancia
para los modelos de superficie
y atmósfera. En Plutón parecen precisarse 2 componentes:
el 80% de la superficie a 35 K
(quizás Nitrógeno helado) y el
20% a unos 60-70 K.
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Astroquı́mica
• Desde discos protoplanetarios hasta galaxias
• Moléculas en regiones de formación estelar
• Depleción
• Choques
• Moléculas muy complejas
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Quı́mica y ondas de choque
Mapas de emisión molecular en el chorro bipolar eyectado por la protoestrella L 1157-mm
(Bachiller et al. 2001). La estratificación quı́mica sucede en escalas espaciales de ∼1015
cm. ALMA cartografiará estos cambios quı́micos con mucho detalle.
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Complejidad quı́mica en el medio interestelar
• CH3OCH3, CH3CH2OH y otras moléculas muy complejas se encuentran en grandes
abundancias en algunas regiones de formación estelar masiva
– “núcleos calientes”
– regiones distantes
– pequeño tamaño angular (< 0.100)
• Quizás precursores de moléculas de interés biológico:
– Bases
– Azúcares
– Aminoácidos
• ALMA detectará moléculas de muy baja abundancia (∼ 10−13)
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Conclusiones
• ALMA es un desafı́o cientı́fico, técnico y de organización (uno de los pocos
proyectos a escala verdaderamente global)
• Será complementario de la nueva generación de instrumentos en otras longitudes
de ondas (VLT, NGST)
• ALMA no es un telescopio especializado
• Será útil en todos los campos de la Astrofı́sica
• Y no sólo para los radioastrónomos: será utilizable en modo estándar por
cualquier astrónomo
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