European SPICA Instrument ESI Denis Burgarella Obervatoire Astronomique
European SPICA Instrument ESI Denis Burgarella Obervatoire Astronomique Marseille Provence Laboratoire d’Astrophysique de Marseille Représentant les membres français de l’ESI Study Group PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Team (P. I. : Bruce Swiyard, Cardiff) David Elbaz c, Jean-Paul Kneib t PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Progrès dans les observatoires FIR Les progrès dans les observatoires IR ont été incrémentaux: • IRAS – petit miroir, courte durée de vie, première mission “All Sky” • ISO – petit miroir, durée de vie plus longue, suite d’instruments sophistiquée pour suivi IRAS • Spitzer – petit miroir, design cryogénique permettant une plus longue durée de vie et meilleurs détecteurs • Akari – survey IRAS de nouvelle génération avec meilleurs résolution angulaire • Herschel – grand miroir chaud, durée de vie modérée, résolutions spatiale et spectrale supérieures • SPICA est l’étape suivante logique – grand miroir refroidi, durée de vie allongée, meilleurs détecteurs PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Qu’est ce que SPICA ? PNG, Novembre 2006 ISAS : Institute of Space and Astronautical Science JAXA : Japanese Aerospace Exploration Agency European SPICA Instrument
Suite instrumentale pour SPICA => Japon PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
The role des poussières dans les galaxies Star formation Une formaiton stellaire active s’accompagne toujours d’une formation Metal production de grains de poussière. Dust formation UV Dust FIR • Les photons UV et optique sont diffusés et absorbés par la poussière puis, réémis dans le domaine FIR. • Pour estimer la quantité de formation stellaire non détectée dans l’UV, il faut réaliser une mesure dans le FIR Une vision non biaisée de la formation stellaire cosmique et de son histoire doit utiliser, à la fois, les informations provenant de l’UV et du FIR. PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Evolution de la densité de formation stellaire dans l’UV et le FIR Takeuchi, Buat, Burgarella (2005) Formation Stellaire enfouie Formation Stellaire UV La fraction de formaiton stellaire enfouie dans la poussière passe de 50 -60% localement à 80% à z = 1. PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Pourquoi un nouvel instrument dans le domaine 20 - 200 m ? • Entre 28 m (H 2) and 205 m (NII), plusieurs des raies importantes cible “naturelle” • En particulier, la bande entre 35 et 57 microns peu explorée: – Spectroscopie ISO gênée par de modestes performances du détecteur – Spitzer IRS n’observe pas au-delà de 35 microns et la surface collectrice relativement faible – Herschel commence à ~57 microns – Détecteurs Si: As (p. e. JWST-MIRI) s’arrêtent à 28 microns – Une caméra dans le domaine 40 -60 m profiterait pleinement des performances d’un télescope de 3. 5 m refroidi (performances, résolution angulaire) • Un héritage européen non négligeable dans ce domaine PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Emission dans le MIR/FIR … • ISO et Spitzer ont montré qu’il existait des structures du MIR au FIR d’origine diverses à tout redshift • Comprendre le spectre des galaxies dans le domaine MIR/FIR est le meilleur moyen de mieux estimer les conditions physiques dans les galaxies • Comprendre le spectre des galaxies dans le domaine MIR/FIR est le meilleur moyen de mieux estimer la “côté sombre” de la formation stellaire PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Back to the original paper by Helou & Breichman (1990, In ESA, From Ground-Based to Space-Borne Sub-mm Astronomy p. 117) • Decomposition of confusion limit into several components: 1. Telescope & Detector 2. Bright cirrus 3. Galaxies • (1) valid for a 4 -m passively cooled telescope in Earth orbit (not SPICA) PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument (1) (2) (3)
L’avantage de SPICA/ESI: une histoire de « backgrounds » • Detection limit over the band 50 200 m is taken to ~ 50 Jy in 1 h and at 5 ( = 5 cm-1) • Several confusions : – Cirrus emission – Extragalactic sources • Latter will be dominant for large telescopes like Herschel and SPICA (Kiss, Klass & Lemke 2005 A&A 430, 343) • Dole et al. (2004 Ap. JS 154, 93) compute total confusion limits ( ) for SPICA PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Battre la confusion par la haute résolution spectrale PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
L’imagerie est importante PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
L’imagerie profonde FIR (multi- ) est cruciale • IRAS Deep Field (Keel et al. 1998): champ de 0. 5°x 1. 5° jusqu’à 10 m. Jy et z ~ 0. 51 • ISO HDF South (Oliver et al. 2002): champ de 2. 5 -arcmin de rayon jusqu’à ~ 100 Jy et z ~ 1. 5 • Spitzer GOODS (Dickinson & Giavalisco 2003): champ de 160 -arcmin 2 jusqu’à 20 Jy et z ~ 3 PNG, Novembre 2006 GALEX FUV GALEX NUV EIS B EIS V EIS I IRAC 3. 6 m IRAC 4. 5 m IRAC 5. 8 m IRAC 8. 0 m MIPS 24 m GEMS F 606 W GEMS F 850 LP European SPICA Instrument
Imagerie profonde avec Herschel Depth / m. Jy @ Band Name Area Time [sq. deg] [days/inst. ] PACS SPIRE 90 120 175 250 350 500 Wide 400 30 (56) 54 58 79 95 108 Deep 50 60 (14) 14 15 20 24 27 15 30 (11) 11 11 15 18 21 Ultra 1 30 (2. 8) 2. 7 2. 9 3. 9 4. 8 5. 4 Uber 0. 1 30 0. 9 (0. 9) 0. 9 1. 2 1. 5 1. 7 Un-confused PNG, Novembre 2006 Confused European SPICA Instrument Limit
Performances PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Bandes, taille des pixels, champs, … PNG, Novembre 2006 Longueur d’onde ( m) Limite diffraction (arcsec) 25 1. 8 50 3. 6 75 5. 4 100 7. 2 125 9. 0 150 10. 8 175 12. 6 200 14. 4 European SPICA Instrument
Detectors are the key…. Options in existing photo-detector technology to cover the 35 to 57 micron band ______________ • Bolometric detectors in the FIR have NEPs ~ few 10 -17 W/Hz-1/2 • Large bolometer arrays can be fabricated: PACs; SCUBA-II, etc • State of the art FIR photo-detectors (SOAP) have NEPs ~ 1 x 10 -18 W/Hz-1/2 • Transition Edge Superconducting technology (TES) is being developed– fast; sensitive; scalable. . . • TES arrays could achieve 1 x 10 -19 W/Hz-1/2 in a timescale compatible with SPICA…. • … but they need to operate at <~100 m. K PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Instrument NEP GREEN = GOAL PURPLE = SOAP NEP 1 e-18 W Hz-1/2 ZODI with FTS / 10 ZODI with R=2000 Wavelength PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Continuum • • • En bande large, nous pourrions atteindre des sensibilités (5 -s 1 hour) ~ 5 -10 Jy (goal) 20 -100 Jy (photoconducteurs disponibles) avec Ds = 5 cm-1 (R=50 à 40 m) nous atteignons 1 m. Jy A une résolution équivalente à ISO/LWS nous atteingnons 4 m. Jy (100 x plus sensible) Herschel JWST NGC 4414: une galaxie normal ALMA ESI LBGs: galaxies sélectionnées en UV Excellente synergie JWST + SPICA + Herschel + ALMA PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Limite detection (5 sig, 10 h, 10^-20 W/m 2) Raies vs. redshift 1 e+4 z=0. 1 1 e+2 z=0. 1 CII z=0. 5 z=1 1 e 0 OI z=1 z=2 z=3 1 e-2 Ne. III z=3 Ne. II z=5 Ne. III 1 e-4 0 PNG, Novembre 2006 200 Longueur d’onde (um) European SPICA Instrument 300
Où en sommes-nous ? • Un petit groupe d’instituts/individus a mené une étude de concept de juin 2004 à mars 2005 • Les résultats ont été présentés à ISAS/JAXA et le concept a été accepté • Nous sommes en train de mener une étude de faisabilité avec un nombre plus important d’instituts/individus • Objectif #1: ré-étudier les objectifs scientifique de ESI et les conséquences sur des spécifications instrumentales • ISAS/JAXA a déclaré à l’ESA qu’elle serait intéressée par la fourniture d’un miroir primaire de 3. 5 m par l’ESA • Nous allons proposer SPICA/ESI en réponse à l’appel d’offre Cosmic Vision de l’ESA avec les options suivantes: fourniture du miroir primaire et peut-être d’un support sol accompagnant l’instrument, sur une base de financement nationale. • Lancement aux alentours de 2015 (? ) PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
ESA Cosmic Vision PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Phase B en 2008 Phase A en 2007 1 - 1. 5 B€ PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Key Requirements • • • Wavelength coverage over at least 35 to 210 micron with a design driver to achieve 28 -210 micron (unless covered by other instrument) A photometric camera mode with R~3 to 5 Medium resolution spectroscopy mode with at least R = 2000 As large an instantaneous wavelength coverage as possible for spectroscopy but not at the expense of spectral resolution 3 -D mapping to be as fast as possible “Instantaneous” field of view of ~1 arcmin in spectroscopic mode An instantaneous field of view of at least 2 x 2 arcmin in camera mode Spatial resolution should be emphasised at the expense of field of view Line sensitivity of <10 x 10 -20 W m-2 (5 -σ 1 hour) with goal to be <5 x 10 -20 W m-2 Continuum sensitivity of <50 Jy with goal 10 Jy A method of allowing the observation in spectroscopic mode of bright targets must be implemented High resolution spectroscopy over targeted wavelength ranges is highly desirable PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
From Kaneda-san (ISAS-JAXA) PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
From Kaneda-san (ISAS-JAXA) PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Proposition of Program for SPICA/ESI for a continuum survey at ~ 50 µm • • Title: Evaluating the Total (UV + FIR) Star Formation Density from z=0 to z=2 Aim: To detect ALL the galaxies forming the bulk of the star formation up to z=2 Method: Survey of several hundreds of arcmin 2 (to avoid cosmic variance) Estimated observing time: 1 hr / field (or more…. ) 800 arcmin 2 (0. 2 deg 2) 200 hours (assuming 50 Jy) Very High Synergy ELT + JWST + SPICA + Herschel + ALMA PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Deux options instrumentales pour ESI Imaging FTS PNG, Novembre 2006 IFU Grating European SPICA Instrument
Conclusions: • SPICA / ESI profite grandement d’une expertise européenne et française dans le domaine de l’infrarouge moyen et lointain • Un besoin scientifique clair existe dans ce domaine de longueurs d’onde (20 - 200 m) dans le domaine des galaxies (aussi bien proches que lointaines) et de la formation stellaire des galaxies • SPICA / ESI vient en complément des grands télescopes au sol, de HST, de JWST, de Herschel et de ALMA • Les modes envisagées (imagerie et spectroscopie à R = qqs 1000) répondent à une attente de la communauté « PNG » , ce qui se traduit par une forte présence du PNG dans le groupe d’étude et des propositions allant dans le sens d’une évolution vers une « culture PNG » : imagerie et spectroscopie à haute résolution angulaire pour études physique et statistique des galaxies. • Le soutien du PNG est important dans le cadre de Cosmic Vision Merci pour votre attention PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
Nos activités au LAM • Objectifs Scientifiques (A. Boselli, V. Buat, D. Burgarella, J. -P. Kneib, A. Zavagno) • Design Optique (S. Vivès, K. Dohlen) • Traitement de données (C. Surace) • Simulations (D. Burgarella, C. Ambrosi): http: //sos. project. free. fr/page_simulator_fr. php PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument
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