E uropean S PICA I nstrument ESI Denis Burgarella Obervatoire Astronomique Marseille Provence

PNG, Novembre 2006 European SPICA Instrument

European SPICA InstrumentESI

Denis BurgarellaObervatoire Astronomique Marseille Provence

Laboratoire d’Astrophysique de Marseille

Représentant les membres français de l’ESI Study Group


Team (P.I.: Bruce Swiyard, Cardiff)Matthew Griffina, Peter Hargravea, Kate Isaaka, Phillip Mauskopfa, Angiola Orlandoa, Lionel Dubandb, Christophe Carac, Suzanne Maddenc, Martin Giardd, Christine Joblind, Laurent Raverad, José Cernicharoe, Francisco Najarroe, Göran Pilbrattf, Ismael Perez-Fournong, Anthony Jonesh , Anna di Giorgioi, Paolo Saracenoi, Luigi Spinoglioi, Patrick Merkenj, Dave Clementsk, Takao Nakagawal, Bart Vandenbusschem, Christoffel Waelkensm, Paul van der Werfn, Maryvonne Gerino, Javier Goicoecheao, Norbert Geisp, Albrecht Poglitschp, Walfried Raabp, Jutta Stegmaierq, Cristina Popescur, Richard Tuffsr, Mat Pages, Berend Winters, Alesandro Bosellit, Denis Burgarellat, Véronique Buatt, Sébastien Vivèst, Annie Zavagnot, Slimane Bensammaru, Glenn Whitev, Marc Ferletw, Doug Griffinw, Thijs de Graauwx, Wolfgang Wildx, Henk Hoeversx, Piet de Kortex, Sebastian Olivery, Jonathan Brainez Etiene Philippe Caisz, Peter Davisaa, David Nayloraa

From the following institutes: aCardiff University, UK; bCEA, Grenoble, France; cCEA, Saclay, France; dCESR, Toulouse, France; eCSIC, Madrid, Spain; fESA, ESTEC, Netherlands; gIAC, Tenerife, Spain; hIAS, Orsay, France; iIFSI, Rome, Italy; jIMEC, Belgium; kImperial College, London, UK; lISAS/JAXA, Japan; mKU Leuven, Belgium; nLeiden Observatory, Leiden, Netherlands; oLERMA, Paris, France; pMPE, Garching, Germany; qMPIA, Heidelberg, Germany; rMPIK, Heidelberg, Germany; sMSSL, Surrey, UK; tOAMP/LAM, Marseille, France; uObservatoire de Paris, France; vOpen University, Milton Keynes, UK; wRAL, Oxfordshire, UK; xSRON Netherlands Institute for Space Research, Groningen/Utrecht, Netherlands; ySussex University; zUniversity of Bordeaux, France; aaUniversity of Lethbridge, Canada

David Elbaz c, Jean-Paul Kneib t


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


Qu’est ce que SPICA ?

ISAS : Institute of Space and Astronautical Science

JAXA : Japanese Aerospace Exploration Agency


Suite instrumentale pour SPICA

=> Japon


Metal production

Star formation

Dust formationDust formation

UV FIRFIRDust

• 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

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

l’UV et du FIR.

Une formaiton stellaire active s’accompagne toujours d’une formation de grains de poussière.


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 l’UV et le FIRTakeuchi, Buat, Burgarella (2005)


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 40-60 m profiterait pleinement

des performances d’un télescope de 3.5m refroidi (performances, résolution angulaire)

• Un héritage européen non négligeable dans ce domaine


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


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)


L’avantage de SPICA/ESI:une histoire de « backgrounds »

• Detection limit over the band 50 - 200 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


Battre la confusion par la haute résolution spectrale


L’imagerie est importante


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

GALEX

NUV

EIS

B

EIS

V

EIS

I

IRAC

3.6m

IRAC

4.5m

IRAC

5.8m

IRAC

8.0m

MIPS

24m

GEMS

F606W

GEMS

F850LP


Imagerie profonde avec HerschelDepth / mJy @ Band

Name Area Time PACS SPIRE

[sq. deg] [days/inst.]90 120 175 250 350 500

Wide 400 30 (56)(56) 5454 5858 7979 9595 108108

Deep 50 60 (14)(14) 1414 1515 2020 2424 2727

15 30 (11)(11) 1111 1111 1515 1818 2121

Ultra 1 30 (2.8)(2.8) 2.72.7 2.92.9 3.93.9 4.84.8 5.45.4

Uber 0.1 30 0.90.9 (0.9)(0.9) 0.90.9 1.21.2 1.51.5 1.71.7

Un-confusedUn-confused ConfusedConfused LimitLimit


PerformancesInstantaneous bandwidth

3 bands – 35-60; 60-110;110-210 m? FTS accepts full band Monochromator R = 2000 over all bands

Diameter of telescope 3.5 m Telescope obscuration 0.9 Temp. of telescope 5 K Emissivity of telescope 0.03 Zodiacal light Wright (1998). Cirrus not included Number of pixels per point source per spectral element

Assumes F/2 pixels All pixels within first dark ring

Throughput efficiency 0.8 ~ encircled energy within first dark ring Instrument transmission Broad band FTS – 0.25

Monochromator – 0.125 Detector quantum efficiency

SOAP Photoconductors – 0.2 Goal detectors – 0.5 Fill factor 0.8 for both array types

Detector noise SOAP Dark current of 500, 250 and 25 e-/s resp. Readnoise 100 e- Goal detectors 1x10-19 W Hz-1/2


Bandes, taille des pixels, champs, …Band c F/2 (m)

1.22/D (D=3.5m)

Pixel Size on sky

Number of pixels

Field size

m m f/10 f/20 f/40 arcsec Arcsec arcmin 35-60 48 240 480 960 3.6 1.8 64x64 1.92 60-110 85 420 840 1680 6.1 3.05 38x38 1.93 110-210 160 800 1600 3200 11.5 5.75 20x20 1.917

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


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 10-17 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


Instrument NEP

Wavelength

NE

P 1

e-18

W H

z-1/

2

GREEN = GOAL

PURPLE = SOAP

ZODI with R=2000

ZODI with FTS

/ 10


Continuum

Excellente synergie

JWST + SPICA + Herschel + ALMA

• En bande large, nous pourrions atteindre des sensibilités (5- 1 hour)• ~ 5-10 Jy (goal)• 20-100 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 UVESI

JWST

Herschel

ALMA


Raies vs. redshift

Longueur d’onde (um)Lim

ite

de

tect

ion

(5

sig

, 10h

, 10

^-2

0 W

/m2

)

1e-4

1e-2

1e 0

1e+2

1e+4

0 200 300

NeIII

NeIIINeII

OI

CII

z=0.1

z=0.5

z=1

z=2z=3

z=0.1

z=0.5

z=1

z=3

z=5


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 (?)


ESA Cosmic Vision


Phase B en 2008

Phase A en 2007

1 - 1.5 B€


Key Requirements• Wavelength coverage over at least 35 to 210 micron with a design

driver to achieve 28-210 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


From Kaneda-san (ISAS-JAXA)


From Kaneda-san (ISAS-JAXA)


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: 1 hr / field (or more….) 800 arcmin2 (0.2 deg2)

200 hours (assuming 50 Jy)

Very High Synergy

ELT + JWST + SPICA + Herschel + ALMA


Deux options instrumentales pour ESI

90

1240 mm

Bulk ofspectrometer laidout in plane

Dichroic splitsinput ports intoshort and long

wavelength parts

Mechanismmotion approx+/-40 mm

Beams focused ontodetectors after secondbeam splitter

Available envelope inSPICA optical bench

Imaging FTS IFU Grating


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 (20 - 200m) 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 PNGforte 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


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): http://sos.project.free.fr/page_simulator_fr.

php

http://sos.project.free.fr/page_simulator_fr.php








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