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E uropean S PICA I nstrument ESI Denis Burgarella Obervatoire Astronomique Marseille Provence

E uropean S PICA I nstrument ESI Denis Burgarella Obervatoire Astronomique Marseille Provence Laboratoire d’Astrophysique de Marseille Représentant les membres français de l’ESI Study Group. Team (P.I.: Bruce Swiyard, Cardiff). David Elbaz c , Jean-Paul Kneib t.

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E uropean S PICA I nstrument ESI Denis Burgarella Obervatoire Astronomique Marseille Provence

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Presentation Transcript

  1. European SPICA Instrument ESI Denis Burgarella Obervatoire Astronomique Marseille Provence Laboratoire d’Astrophysique de Marseille Représentant les membres français de l’ESI Study Group European SPICA Instrument

  2. Team (P.I.: Bruce Swiyard, Cardiff) David Elbaz c, Jean-Paul Kneib t European SPICA Instrument

  3. 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 European SPICA Instrument

  4. ISAS : Institute of Space and Astronautical Science JAXA : Japanese Aerospace Exploration Agency Qu’est ce que SPICA ? European SPICA Instrument

  5. Suite instrumentale pour SPICA => Japon European SPICA Instrument

  6. Star formation Metal production Dust formation Dust FIR UV The role des poussières dans les galaxies Une formaiton stellaire active s’accompagne toujours d’une formation de grains de poussière. • 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. European SPICA Instrument

  7. 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. European SPICA Instrument

  8. Pourquoi un nouvel instrument dans le domaine 20 - 200 m ? • Entre 28 m (H2) 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 3.5m refroidi (performances, résolution angulaire) • Un héritage européen non négligeable dans ce domaine European SPICA Instrument

  9. 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 European SPICA Instrument

  10. 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: • Telescope & Detector • Bright cirrus • Galaxies • (1) valid for a 4-m passively cooled telescope in Earth orbit (not SPICA) (1) (2) (3) European SPICA Instrument

  11. L’avantage de SPICA/ESI:une histoire de « backgrounds » • Detection limit over the band 50 - 200 m is taken to ~ 50 Jy in 1h 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 ApJS 154, 93) compute total confusion limits ( ) for SPICA European SPICA Instrument

  12. Battre la confusion par la haute résolution spectrale European SPICA Instrument

  13. L’imagerie est importante European SPICA Instrument

  14. L’imagerie profonde FIR (multi-) est cruciale • IRAS Deep Field (Keel et al. 1998): champ de 0.5°x1.5° jusqu’à 10 mJy 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-arcmin2 jusqu’à 20 Jy et z ~ 3 European SPICA Instrument

  15. Imagerie profonde avec Herschel Limit Un-confused Confused European SPICA Instrument

  16. Performances European SPICA Instrument

  17. Bandes, taille des pixels, champs, … European SPICA Instrument

  18. 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 ~ 1x10-18 W/Hz-1/2 • Transition Edge Superconducting technology (TES) is being developed– fast; sensitive; scalable ... • TES arrays could achieve 1x10-19 W/Hz-1/2 in a timescale compatible with SPICA…. • … but they need to operate at <~100 mK European SPICA Instrument

  19. Instrument NEP GREEN = GOAL PURPLE = SOAP ZODI with FTS NEP 1e-18 W Hz-1/2 / 10 ZODI with R=2000 Wavelength European SPICA Instrument

  20. 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 mm) nous atteignons 1 mJy • A une résolution équivalente à ISO/LWS nous atteingnons 4 mJy (100x plus sensible) Herschel ALMA JWST ESI LBGs: galaxies sélectionnées en UV NGC 4414: une galaxie normal Excellente synergie JWST + SPICA + Herschel + ALMA European SPICA Instrument

  21. Raies vs. redshift 1e+4 z=0.1 z=0.1 CII 1e+2 z=0.5 z=0.5 z=1 OI 1e 0 z=1 Limite detection (5sig, 10h, 10^-20 W/m2) z=2 z=3 NeIII z=3 NeII 1e-2 NeIII z=5 1e-4 0 300 200 Longueur d’onde (um) European SPICA Instrument

  22. 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 3.5m 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 (?) European SPICA Instrument

  23. ESA Cosmic Vision European SPICA Instrument

  24. Phase B en 2008 Phase A en 2007 1 - 1.5 B€ European SPICA Instrument

  25. 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 2x2 arcmin in camera mode • Spatial resolution should be emphasised at the expense of field of view • Line sensitivity of <10 x10-20 W m-2 (5-σ 1 hour) with goal to be <5x10-20 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 European SPICA Instrument

  26. From Kaneda-san (ISAS-JAXA) European SPICA Instrument

  27. From Kaneda-san (ISAS-JAXA) European SPICA Instrument

  28. 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 arcmin2 (to avoid cosmic variance) • Estimated observing time: 1 hr / field (or more….) 800 arcmin2 (0.2 deg2)  200 hours (assuming 50 Jy) Very High Synergy ELT +JWST+SPICA+Herschel+ALMA European SPICA Instrument

  29. Deux options instrumentales pour ESI Imaging FTS IFU Grating European SPICA Instrument

  30. Merci pour votre attention 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 European SPICA Instrument

  31. 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 European SPICA Instrument

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