European SPICA Instrument ESI

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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 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

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

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

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

6 European SPICA Instrument
The role des poussières dans les galaxies Metal production Star formation Dust formation 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 UV FIR Dust 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

7 Formation Stellaire enfouie Formation Stellaire UV
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

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 m profiterait pleinement des performances d’un télescope de 3.5m refroidi (performances, résolution angulaire) Un héritage européen non négligeable dans ce domaine PNG, Novembre 2006 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 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

10 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: Telescope & Detector Bright cirrus Galaxies (1) valid for a 4-m passively cooled telescope in Earth orbit (not SPICA) (1) (2) (3) PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

11 L’avantage 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 A&A 430, 343) Dole et al. (2004 ApJS 154, 93) compute total confusion limits ( ) for SPICA PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

12 Battre la confusion par la haute résolution spectrale
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13 L’imagerie est importante
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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 GALEX FUV NUV EIS B V I IRAC 3.6m 4.5m 5.8m 8.0m MIPS 24m GEMS F606W F850LP PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

15 Imagerie profonde avec Herschel
Depth / Band Name Area Time PACS SPIRE [sq. deg] [days/inst.] 90 120 175 250 350 500 Wide 400 30 (56) 54 58 79 95 108 Deep 50 60 (14) 14 15 20 24 27 (11) 11 18 21 Ultra 1 (2.8) 2.7 2.9 3.9 4.8 5.4 Uber 0.1 0.9 (0.9) 1.2 1.5 1.7 Un-confused Confused Limit PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

16 European SPICA Instrument
Performances PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

17 Bandes, taille des pixels, champs, …
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 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

18 ___________________________ 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 ~ 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 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

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

20 JWST + SPICA + Herschel + ALMA European SPICA Instrument
Continuum En bande large, nous pourrions atteindre des sensibilités (5-s 1 hour) ~ 5-10 Jy (goal) 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 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

21 European SPICA Instrument
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 z=5 NeIII 1e-4 200 300 Longueur d’onde (um) PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

22 European SPICA Instrument
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 (?) PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

23 European SPICA Instrument
ESA Cosmic Vision PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

24 European SPICA Instrument
Phase B en 2008 Phase A en 2007 B€ PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

25 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 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 PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

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

28 ELT + JWST + SPICA + Herschel + ALMA 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 arcmin2 (to avoid cosmic variance) Estimated observing time: hr / field (or more….) 800 arcmin2 (0.2 deg2)  200 hours (assuming 50 Jy) Very High Synergy ELT + JWST + SPICA + Herschel + ALMA PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

29 Deux options instrumentales pour ESI
Imaging FTS IFU Grating PNG, Novembre 2006 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 ( 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

31 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): PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument