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PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument ESI Denis Burgarella Obervatoire Astronomique Marseille Provence Laboratoire dAstrophysique de Marseille Représentant.

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1 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument ESI Denis Burgarella Obervatoire Astronomique Marseille Provence Laboratoire dAstrophysique de Marseille Représentant les membres français de lESI Study Group

2 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Team (P.I.: Bruce Swiyard, Cardiff) David Elbaz c, Jean-Paul Kneib t

3 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 dinstruments 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 létape suivante logique – grand miroir refroidi, durée de vie allongée, meilleurs détecteurs

4 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Quest ce que SPICA ? ISAS : Institute of Space and Astronautical Science JAXA : Japanese Aerospace Exploration Agency

5 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Suite instrumentale pour SPICA => Japon

6 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Metal production Star formation Dust formation UV FIR Dust 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 lUV, il faut réaliser une mesure dans le FIR The role des poussières dans les galaxies Une vision non biaisée de la formation stellaire cosmique et de son histoire doit utiliser, à la fois, les informations provenant de lUV et du FIR. Une formaiton stellaire active saccompagne toujours dune formation de grains de poussière.

7 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument La fraction de formaiton stellaire enfouie dans la poussière passe de 50-60% localement à 80% à z = 1. Formation Stellaire UV Formation Stellaire enfouie Evolution de la densité de formation stellaire dans lUV et le FIR Takeuchi, Buat, Burgarella (2005)

8 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Pourquoi un nouvel instrument dans le domaine 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 nobserve pas au-delà de 35 microns et la surface collectrice relativement faible –Herschel commence à ~57 microns –Détecteurs Si:As (p.e. JWST-MIRI) sarrêtent à 28 microns –Une caméra dans le domaine m profiterait pleinement des performances dun télescope de 3.5m refroidi (performances, résolution angulaire) Un héritage européen non négligeable dans ce domaine

9 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Emission dans le MIR/FIR … ISO et Spitzer ont montré quil existait des structures du MIR au FIR dorigine 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

10 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) (1) (2) (3)

11 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Lavantage de SPICA/ESI: une histoire de « backgrounds » Detection limit over the band 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

12 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Battre la confusion par la haute résolution spectrale

13 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Limagerie est importante

14 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Limagerie profonde FIR (multi- ) est cruciale IRAS Deep Field (Keel et al. 1998): champ de 0.5°x1.5° jusquà 10 mJy et z ~ 0.51 ISO HDF South (Oliver et al. 2002): champ de 2.5-arcmin de rayon jusquà ~ 100 Jy et z ~ 1.5 Spitzer GOODS (Dickinson & Giavalisco 2003): champ de 160-arcmin 2 jusquà 20 Jy et z ~ 3 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 F606W GEMS F850LP

15 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Imagerie profonde avec Herschel Depth / Band NameAreaTimePACSSPIRE [sq. deg][days/inst.] Wide40030 (56) Deep5060 (14) (11) Ultra130 (2.8) Uber (0.9) Un-confusedConfused Limit

16 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Performances

17 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Bandes, taille des pixels, champs, … Longueur donde ( m) Limite diffraction (arcsec)

18 PNG, Novembre 2006 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 W/Hz -1/2 Large bolometer arrays can be fabricated: PACs; SCUBA-II, etc State of the art FIR photo-detectors (SOAP) have NEPs ~ 1x W/Hz -1/2 Transition Edge Superconducting technology (TES) is being developed– fast; sensitive; scalable... TES arrays could achieve 1x W/Hz -1/2 in a timescale compatible with SPICA…. … but they need to operate at <~100 mK

19 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Instrument NEP Wavelength NEP 1e-18 W Hz-1/2 GREEN = GOAL PURPLE = SOAP ZODI with R=2000 ZODI with FTS / 10

20 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Continuum Excellente synergie JWST + SPICA + Herschel + ALMA En bande large, nous pourrions atteindre des sensibilités (5- 1 hour) ~ 5-10 Jy (goal) Jy (photoconducteurs disponibles) avec = 5 cm -1 (R=50 à 40 m) nous atteignons 1 mJy A une résolution équivalente à ISO/LWS nous atteingnons 4 mJy (100x plus sensible) NGC 4414: une galaxie normal LBGs: galaxies sélectionnées en UV ESI JWST Herschel ALMA

21 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Raies vs. redshift Longueur donde (um) Limite detection (5sig, 10h, 10^-20 W/m2) 1e-4 1e-2 1e 0 1e+2 1e NeIII NeII OI CII z=0.1 z=0.5 z=1 z=2 z=3 z=0.1 z=0.5 z=1 z=3 z=5

22 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Où en sommes-nous ? Un petit groupe dinstituts/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 dinstituts/individus Objectif #1: ré-étudier les objectifs scientifique de ESI et les conséquences sur des spécifications instrumentales ISAS/JAXA a déclaré à lESA quelle serait intéressée par la fourniture dun miroir primaire de 3.5m par lESA Nous allons proposer SPICA/ESI en réponse à lappel doffre Cosmic Vision de lESA avec les options suivantes: fourniture du miroir primaire et peut-être dun support sol accompagnant linstrument, sur une base de financement nationale. Lancement aux alentours de 2015 (?)

23 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument ESA Cosmic Vision

24 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Phase B en 2008 Phase A en B

25 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Key Requirements Wavelength coverage over at least 35 to 210 micron with a design driver to achieve 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 x W m -2 (5-σ 1 hour) with goal to be <5x 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

26 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument From Kaneda-san (ISAS-JAXA)

27 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument From Kaneda-san (ISAS-JAXA)

28 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

29 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Deux options instrumentales pour ESI Imaging FTS IFU Grating

30 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument Merci pour votre attention Conclusions: SPICA / ESI profite grandement dune expertise européenne et française dans le domaine de linfrarouge moyen et lointain Un besoin scientifique clair existe dans ce domaine de longueurs donde ( 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 forte présence du PNGLes 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 détude et des propositions allant dans le sens dune 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

31 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):


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