Galassie e AGN ad alto redshiftGalassie e AGN ad alto redshift

Argomenti scientifici “competitivi”Argomenti scientifici “competitivi”

Targets “competitivi”Targets “competitivi”

Alcuni progetti/idee/settoriAlcuni progetti/idee/settori““competitivi” per ALMAcompetitivi” per ALMA

Righe atomiche far-IRRighe atomiche far-IRad alto zad alto z

[CII], [OI], etc…[CII], [OI], etc…

[CII] 158[CII] 158mm

Lutz et al. 2003 LL[CII][CII] ~ 1%-0.1% L ~ 1%-0.1% LBol Bol (!!!)(!!!)LL[CII][CII] > 10-100 L > 10-100 LCO CO (!!!) (!!!)

Emessa dalle Photo-Dissociation Regions (PDRs) delleregioni di formazione stellare

in genere la riga piu’ intensain genere la riga piu’ intensanello spettro delle galassienello spettro delle galassie

[CII] 158[CII] 158mmfinora osservato solofinora osservato soloin galassie localiin galassie locali

LFIR [L]

L [C

II] /

LFI

R

z < 0.1

Luhman et al. 2003

SFR~2000 M yr-1

LFIR [L]

L [C

II] /

LFI

R

z < 0.1

z=6.4

detection a z=6.42 in J1148+52detection a z=6.42 in J1148+52

con IRAM 30m (Tcon IRAM 30m (Tintint=12h at 256 =12h at 256 GHz)GHz)

significat. 10significat. 10

Prima [CII] detection ad alto zPrima [CII] detection ad alto z

Prima [CII] detection in HyLIRGPrima [CII] detection in HyLIRG

Prima [CII] detection da terraPrima [CII] detection da terra

Maiolino et al. 2005

Vantaggi di [CII] rispetto al “classico” COVantaggi di [CII] rispetto al “classico” CO

Traccia direttamente l’attivita’ di formazione stellareTraccia direttamente l’attivita’ di formazione stellare (e risolve ambiguita’ su contributo AGN-SB a far-IR)(e risolve ambiguita’ su contributo AGN-SB a far-IR)

10-100 volte piu’ intenso10-100 volte piu’ intenso

Beam([CII]) ~ 1/3 Beam(CO)Beam([CII]) ~ 1/3 Beam(CO)

Osservabile a z molto piu’ elevati Osservabile a z molto piu’ elevati

migliore strumentomigliore strumentoper dinamica (massa)per dinamica (massa)

Attivita’ di follow-upAttivita’ di follow-up

Estensione campione a z piu’ bassiEstensione campione a z piu’ bassi

Proposta ASTE (~200h at 850Proposta ASTE (~200h at 850m, pending)m, pending)

APEX ! (prima call probabilmente solo per ricevitori)APEX ! (prima call probabilmente solo per ricevitori)

Proposte IRAM, JCMT, CSO (TBD)Proposte IRAM, JCMT, CSO (TBD)

[OI] 63[OI] 63m potrebbe essere 20 volte piu’ intensom potrebbe essere 20 volte piu’ intenso di [CII] (abbondanze ad alto z, ed altre ovviedi [CII] (abbondanze ad alto z, ed altre ovvie implicazioni…)implicazioni…)

Proposta JCMT su J1148 z=6.4 (accettata)Proposta JCMT su J1148 z=6.4 (accettata)

Proposta CSO (pending)Proposta CSO (pending)

Progetti per ALMAProgetti per ALMA

[CII] e [OI] in starburst[CII] e [OI] in starburst con Lcon LFIRFIR>10>101111 fino ad alto z fino ad alto z (SFR (SFR Madau plot) Madau plot)

Formazione stellare in AGNFormazione stellare in AGN

Masse galassie SBMasse galassie SB

[CII] vs. [OI] (+altre[CII] vs. [OI] (+altre transizioni) transizioni) abbondanze abbondanze

J1148z=6.4

ALMA5 2h

Astrochimica ad alto zAstrochimica ad alto z

(evoluzione chimica)(evoluzione chimica)

Le galassieLe galassiegiovani/primordialigiovani/primordialidovrebbero esseredovrebbero essere

““umide”umide”

CO

O

C

H2O

Acqua ad alto zAcqua ad alto z

Ad alto z le principali transizioni HAd alto z le principali transizioni H22O sonoO sono osservabili nelle finestre atmosfericheosservabili nelle finestre atmosferiche

La fondamentale del para (1La fondamentale del para (11111000000,1113 GHz),1113 GHz) osservabile fino a z=12osservabile fino a z=12

Acqua ad alto z:Acqua ad alto z:progetti in corsoprogetti in corso

140h ad IRAM 30m nel 2005140h ad IRAM 30m nel 2005 per ricerca Hper ricerca H22O a 3<z<6.4O a 3<z<6.4 “ “Collaborazione” con team IRAM per progettoCollaborazione” con team IRAM per progetto parallelo su PdBIparallelo su PdBI

(risultati preliminari incoraggianti!)(risultati preliminari incoraggianti!)

Acqua ad alto z:Acqua ad alto z:progetti per ALMAprogetti per ALMA

Ricerca righe HRicerca righe H22O piu’ intense in starburst conO piu’ intense in starburst con LLFIRFIR>10>101111 fino ad alto z fino ad alto z

Confronto HConfronto H22O vs. CO diagnostico dell’evoluzioneO vs. CO diagnostico dell’evoluzione chimica chimica identificazione galassie “quasi-primordiali” identificazione galassie “quasi-primordiali”

Diagnostica del gas molecolare (densita’, temperaturaDiagnostica del gas molecolare (densita’, temperatura dinamica,…)dinamica,…)

SEDsSEDseded

evoluzione della polvereevoluzione della polveread alto zad alto z

Importante attivita’ di gruppi italiani sulla determinazioneImportante attivita’ di gruppi italiani sulla determinazionedi SED empiriche e teoriche di starburst e AGNdi SED empiriche e teoriche di starburst e AGN

predizioni conteggi, distribuzione-z,predizioni conteggi, distribuzione-z,separazione SB-AGN, etc…separazione SB-AGN, etc…

Sviluppi per galassie primordiali ad alto z:Sviluppi per galassie primordiali ad alto z:

Evoluzione nelle proprieta’Evoluzione nelle proprieta’ della polveredella polvere Formazione stellare in regioni Formazione stellare in regioni compatte con elevata efficienzacompatte con elevata efficienza

utilizzo diutilizzo diSED “classiche”SED “classiche”inappropriatoinappropriato

Studi osservativi sulle proprieta’Studi osservativi sulle proprieta’della polvere ad alto z:della polvere ad alto z:

polvere da SNepolvere da SNe

SMC(z<4)

Observed z=6.2

SNdust

SMC(z<4)

Observed z=6.2

SNdust

Obs.5<z<6

Maiolino et al. 2004

Attivita’ in corso:Attivita’ in corso:

Proprieta’ della polvere in campione piu’ ampio a 4<z<6.4Proprieta’ della polvere in campione piu’ ampio a 4<z<6.4 (TNG+VLT)(TNG+VLT)

Derivazione proprieta’ di emissivita’ nel far-IR/submmDerivazione proprieta’ di emissivita’ nel far-IR/submm ed implicazioni per SEDs ed implicazioni per SEDs (S. Bianchi)(S. Bianchi)

Approccio empirico per le SED ad alto z:Approccio empirico per le SED ad alto z:

Blue Compact Dwarfs (BCD) locali comeBlue Compact Dwarfs (BCD) locali cometemplates per galassie primordialitemplates per galassie primordiali

Attivita’ in corso:Attivita’ in corso:

Programmi JCMT & IRAM 30m per caratterizzareProgrammi JCMT & IRAM 30m per caratterizzare meglio la SED di BCD localimeglio la SED di BCD locali

Confronto con SED di campioni piu’ estesi di galassieConfronto con SED di campioni piu’ estesi di galassie ad alto-z tramite nuovi dati Spitzer+submm+Radioad alto-z tramite nuovi dati Spitzer+submm+Radio

BCDBCD

Confronto con dati di galassie a z~2.5:Confronto con dati di galassie a z~2.5:risultati migliori rispetto all’utilizzo dirisultati migliori rispetto all’utilizzo diSED “classiche” (M82 o Arp220)SED “classiche” (M82 o Arp220)

Hunt & Maiolino 2005

Progetti per ALMAProgetti per ALMA

Test SED e emissivita’ polvere “primordiali”Test SED e emissivita’ polvere “primordiali” su sorgenti ALMA ad alto zsu sorgenti ALMA ad alto z

Utilizzo SED e polvere “primordiali” perUtilizzo SED e polvere “primordiali” per interpretare conteggi galassie alto zinterpretare conteggi galassie alto z

Utilizzo SED e polvere “primordiali” perUtilizzo SED e polvere “primordiali” per derivare Lderivare LFIRFIR ( (SFR) e MSFR) e Mdustdust

Utilizzo SED e polvere “primordiali” perUtilizzo SED e polvere “primordiali” per determinare redshift fotometricideterminare redshift fotometrici

TargetsTargets““competitivi”competitivi”

Partecipazione italiana in HerschelPartecipazione italiana in Herschel(PACS: 70-200(PACS: 70-200m)m)

Ampi campioni di targets “riservati”Ampi campioni di targets “riservati” da GTO da investigare con ALMAda GTO da investigare con ALMA

“ “Competizione” interna al consorzioCompetizione” interna al consorzio

almeno su alcune classi di sorgentialmeno su alcune classi di sorgenti dovremmo avere prioritàdovremmo avere priorità (e.g. controparti di sorgenti X)(e.g. controparti di sorgenti X)

Tempi scala appropriati per ALMATempi scala appropriati per ALMA (lancio in estate 2007)(lancio in estate 2007)