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ALMA Atacama Large Millimeter Array
ALMA Atacama Large Millimeter Array Collaborazione Europa + U.S.A. + Giappone 1) 2) 3) 4) 5) Perché (sub)millimetrico? Perché interferometro? Caratteristiche dello strumento Confronto con Plateau de Bure Alcuni obiettivi scientifici Perché (sub)millimetrico Vantaggi a λ ≤ 7mm: • >100 molecole: prevalentemente nel (sub)mm • >1000 righe rotazionali/vibrazionali • continuo termico da polvere fredda (Iν ν3) • sincrotrone da plasma • picco del microwave background • picco spettro comete, pianeti • picco spettro galassie starburst a z > 1 Perché interferometro Alta risoluzione angolare necessaria, per es.: • galassie a z > 1 risolte con λ /D = 0.1” λ = 7 mm D = 14 km • dischi circumstellari ≤1000 AU a qualche kpc risoluzione ≤0.1”, λ = 3 mm D ≥ 7 km Sensibilità interferometro: σT D2 TSYS / A N (δν t)½ alta risoluzione (D) grande area collettrice (AN) Esempio: λ = 1.3 mm, D = 12 km, TSYS = 140 K, t = 1 ora, NA = 7000 m2 Continuo (δν = 16 GHz): 5σ = 2 K Riga (δv = 0.5 km/s): 5σ = 290 K N A = cost. ≈ 7000 m2, quindi: N grande, A piccola: • miglior puntamento • campo di vista grande • maggior numero di baseline N piccolo, A grande: • meno ricevitori • correlatore più semplice • maggior sensibilità su ogni baseline Alta frequenza errore superficie 20 μm massimo diametro 12 m 64 antenne Sito: Chajnantor • Deserto di Atacama, Cile; altitudine 5000 m, latitudine -23° δ < 55° • • • • Emisfero sud, ricco e poco noto a λ < 3 mm Centro operativo: S. Pedro, 1 ora d’auto Clima: -20 – +20 °C, umidità < 30% Ottima trasparenza atmosferica Caratteristiche ALMA Europa+U.S.A.+Giappone costo: ~800 M$ • Antenne: 64 12m; HPBW ≥ 7”; resistenti da -20 a +20 °C; operative con vento ≤10m/s 3 prototipi: Europa (EIE), U.S.A. (Vertex), Giappone (Mitsubishi) • Puntamento: 0.6” relativo, 2” assoluto • Configurazioni: 5 diverse, D = 150 m – 14 km; 2016 linee di base • Risoluzione angolare: 0.2” λ(mm)/D(km) > 0.004” • Copertura in frequenza: 31 GHz – 950 GHz (1 cm – 300 μm) con 10 bande • Ricevitori: banda = 8 GHz 2 polarizz.; TR = 20–50 K per λ > 2 mm, TR = 6–10 hν/k per λ < 2 mm • Software: schedula flessibile; prima riduzione automatica; database delle immagini ridotte ACA (Atacama Compact Array): altro piccolo interferometro 12 7m; 1 config. compatta ALMA+ACA+Single Dish (4 da 12m): risolve il problema del “missing flux” per sorgenti estese ALMA vs PdB σT D2 TSYS / Atot (δν t)½ TSYS Atot ALMA PdB ⅓ 7 δν D 1 riga 1 – 30 20 cont. Esempi a λ fissata: • • • Stessi σ e D tPdB/tALMA = 500 riga = 10000 cont. più veloce: grandi surveys Stessi t e D σPdB/σALMA = 20 riga = 100 cont. più sensibile: oggetti deboli Stessi t, σ e risol. lin. (Ddist.) dALMA/dPdB = 5 riga = 10 cont. più profondo: 100–1000 volte più oggetti ALMA sarà vari ordini di grandezza meglio di PdB Obiettivi Scientifici • • • • • • • Galassie ad alto red-shift Nuclei protostellari e IMF Dischi attorno a oggetti stellari giovani Inviluppi circumstellari in stelle late type Oggetti del sistema solare Pianeti extra-solari Ecc. ecc… Galassie ad alto red-shift • Continuo: ottico e UV oscurati dalla polvere picco nel FIR, red-shifted nel sub-mm • Riga: CO già osservato a z = 4.7 ALMA: • Continuo: 2 mesi, 350 GHz , campo 1°, risoluzione 0.01” 5σ = 0.7 mJy 15000 galassie con Lgal>1011 L☉ a z ≫ 1 • Riga: 17 giorni, 4’ 4’ 300 galassie nel continuo a 250 e 300 GHz e in 1– 2 righe del CO anche a z > 6 Omont et al. (1996) PdB interf. z = 4.7 Nuclei protostellari e IMF Situazione attuale: • Nubi molecolari: funzione di massa ≠ IMF stelle • Cores protostellari: funz. di massa ≈ IMF stelle per Mcore > 0.1 M☉ ALMA: • Sensibilità IMF fino a masse planetarie • Risoluzione sistemi (proto)stellari multipli Testi et al. (2000) OVRO interf. Motte et al. (1998) IRAM 30m tel. Dischi in YSOs Situazione attuale: • Stelle M* < 5 M☉: Rdisk ≈ 102 AU dist. < 200 pc • Stelle M* > 5 M☉: Rdisk ≈ 103 AU ? dist. < 2 kpc ALMA: • M* < 5 M☉ fino a 2 kpc • M* > 5 M☉ fino a 20 kpc (tutta la galassia) • 30 volte più dischi nella riga, 100 volte nel continuo Guilloteau et al. (1999) PdB interf. PdB interf. Cesaroni et al. PdB interf. VLBA Inviluppi circumstellari • Ricchi di molecole e polvere • Shell: dinamica, composizione, rapporti isotopici ALMA: • Struttura chimico-fisica fino a 3 AU per tutte le stelle entro 200 pc in 1 mese • Osservazione simultanea di molte righe • Misura moti propri in ≥ 1 anno: dist. < 200 pc 15 km/s 1 y > 0.016” IRC+10216 Interferometro PdB HPBW=3” Guélin et al. (1996) Sistema solare • Kuiper Belt: oggetto di 200 km (0.007”) a 40 AU F230GHz ≃ 50 μJy ~ 10σ in 1 ora con ALMA • Plutone (0.14”) & Caronte (0.08”): separazione 0.5”, brillanza P+C ≃ 39 K (con IRAM 30m); con ALMA: 1σ ≃ 1 K a 400 GHz in 1 ora con risoluzione 0.02” Plutone & Caronte 0.02” Courtesy Mark W. Buie, Lowell Observatory Extrasolar planets • Sole + Giove a 1.3 kpc (α Cen): puntiformi, separazione 3.9” ≫ beam ALMA; F(Sole)/F(Giove)=3000 < range dinamico ALMA; F230GHz(Giove)≃ 6 μJy ~ 5σ in 70 ore con ALMA • Gaps in dischi circumstellari dovuti a pianeti: si possono risolvere con ALMA Simulazione di gap dovuto a un “giove” a 7 AU dalla stella e mappa simulata con ALMA a 350 GHz (Gueth et al. 2001) Conclusioni • Svariati ordini di grandezza superiore a interferometri millimetrici attuali • “Tutti” i campi di ricerca astronomica • Utilizzabile in modo relativamente semplice anche da non radioastronomi!