La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

VLT 2ème génération MUSE et KMOS PNC Octobre 2002.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "VLT 2ème génération MUSE et KMOS PNC Octobre 2002."— Transcription de la présentation:

1 VLT 2ème génération MUSE et KMOS PNC Octobre 2002

2 MUSE Lyon, Marseille Cambridge, Oxford, Durham Leiden, Zürich, Postdam A 3D deep field to study the progenitors of normal nearby galaxies up to z=7 Detailed studies of nearby normal, starburst and interacting galaxies Massive spectroscopy of resolved stellar populations

3 Science Requirements Improve by several magnitudes the detection limit – Spectroscopic follow-up of HDF – Ly-break galaxies up to I~27-28 Get spatially resolved spectroscopic information – Internal physics of galaxies up to z~3 Detect high z galaxies (z>5) – Search for objects that are not detectable in broad band imaging surveys – Ly emitters (z<7)

4 Recherche actuelle des émetteurs Ly alpha Filtres étroits, grand champ, domaine étroit de z erg/cm 2 /s Longue fente: très petit champ, grand domaine en z 1-3 Ly émetteur par arcmin² Prédictions à erg/cm 2 /s Redshift rangeNumber arcmin

5 Caractéristiques Champ1 x 1 Résolution spatiale MCAO Sampling0.2 arcsec Résolution spectrale 1000 à 2000 Domaine spectral 0.5 à 1 micron 24 éléments de 2k x 4k Profondeur R ~ pixels spatiaux 2048 éléments spectraux 184 millions de pixels (VIMOS, 3.5 millions)

6 Volume de données 1 image = 0.7 Gb 1 nuit = 100 Gb Un champ profond sera fait en 10 nuits Linstrument est prévu pour arriver en Avec JWST et ALMA Très complémentaires

7 KMOS Istituto de Astrofisica, Milano, Italy: D. Maccagni (PI), B. Garilli, A. Iovino, G. Bertin,... LAM, Marseille, France: O. Le Fevre, A. Mazure, B. Millard, L. Tresse, E. Prieto,... Laboratoire d'Astrophysique de l'OMP, Toulouse, France: T. Contini, R. Pello, J.P. Picat IAP: Y. Mellier,... IRA Bologna, Italy: J. Vettolani,... ESO, Santiago, Chile: J. G. Cuby,... IoA, Cambridge, UK: M. Pettini,... O. De Geneve, Suisse: D. Schaerer,... University of Durham, UK: J. Allington-Smith,... UCM: J. Gallego,... Instrument NIR cryogénique

8 KMOS: caractéristiques Spectral Range 1 – 2.4 m Field of View8x8 or 10x10; 2x8(10) in multi-IFU mode Spectral Resolution 5000 (JH); 3000 (K) Image Quality 0.1 arcsec Sampling 0.11 or 0.15 Multiplexing >60 (MOS); 24 (IFS) Détecteurs 4k x 4k

9 KMOS Drivers scientifiques Formation et Evolution des galaxies : Supernovae à differents redshifts : IR stellaire dans les galaxies locales : Amas de galaxies à grand-z (z ~ 1) : AGNs : Follow-up spectro NIR des surveys grand champ radio, X, etc..

10 Click KMOS/VLT Science : z > 2 galaxies to add title IMAGING MULTI-SLIT SPECTROSCOPY INTEGRAL FIELD SPECTROSCOPY

11 IMAGING MULTI-SLIT SPECTROSCOPY INTEGRAL FIELD SPECTROSCOPY Science GoalsField (sq. deg) N objects Limiting magnitude (or line flux) RWavelengt h coverage ( m) IFU? Evolution of the physical properties of galaxies at z>2 1 N x 10 4 K=21 (spec) K=23 (phot) R~3000 (K) to R~5000 (JH) 0.3 to 2.5Multi-IFU Constraining the formation epoch and the properties of the first sources 1 ~500 to N x 10 4 e-line ~ n x erg/s/cm R~3000 (K) to R~5000 (JH) 0.7 to 2.5Multi-IFU LSS at z > 1 1 N x 10 4 K=21 (spec) K=23 (phot) R~3000 (K) to R~5000 (JH) 0.3 to 2.5- Clusters of galaxies at very high resdhift (z > 1) 1 ~100K=21 (spec) K=23 (phot) R~3000 (K) to R~5000 (JH) 0.3 to 2.5IFU or multi- IFU Supernovae at different redshifts~2 to 5~1000K=21 (spec) K=23 (phot) R~3000 (K) to R~5000 (JH) 0.5 to 2.5- IR stellar and ISM features in local galaxies ~2 to 5~100K=19 (spec)R~50001 to 2.5Multi-IFU Evolution of quasar/AGN11000K=21 (spec)R~ to 2.5Multi-IFU Spectroscopic NIR follow-up of wide-field multi-wavelength surveys ~4N x 10 4 K=21 (spec) K=23 (phot) R~3000 (K) to R~5000 (JH) 0.3 to 2.5Multi-IFU Galactic stellar studiesN x 1~100K=21 (spec) K=23 (phot) R~ to 2.5Multi-IFU

12 Etat actuel Aujourdhui seulement 20 LBG ont été observés spectroscopiquement ont des raies démission (Pettini et al 2001) T(int) = sec NIR ISAAC/VLT NIRSPEC/KECK Les premiers objets (IMF?) raies HeII fortes: HeII 1640, HeII HeII 4686,... Schaerer 2001

13 KMOS1 PI: R. Bender (USM) et MPE-Garching Reiner Hofman (MPE) Ray Sharples, Durham Edinburg, Oxford, Bristol KMOS1 KMOS2


Télécharger ppt "VLT 2ème génération MUSE et KMOS PNC Octobre 2002."

Présentations similaires


Annonces Google