Galassie e AGN ad alto redshift
Alcuni progetti/idee/settori
“competitivi” per ALMA
Argomenti scientifici “competitivi”
Targets “competitivi”
Righe atomiche far-IR
ad alto z
[CII], [OI], etc…
[CII] 158mm
Lutz et al. 2003
in genere la riga piu’ intensa
nello spettro delle galassie
L[CII] ~ 1%-0.1% LBol (!!!)
L[CII] > 10-100 LCO (!!!)
Emessa dalle Photo-Dissociation Regions (PDRs) delle
regioni di formazione stellare
[CII] 158mm
finora osservato solo
in galassie locali
detection a z=6.42 in J1148+52
con IRAM 30m (Tint=12h at 256
GHz)
L[CII] / LFIR
significat. 10s
z=6.4
z < 0.1
LFIR [L]
Luhman et al. 2003
Prima [CII] detection ad alto z
Prima [CII] detection in HyLIRG
 SFR~2000 M yr-1
Prima [CII] detection da terra
Maiolino et al. 2005
Vantaggi di [CII] rispetto al “classico” CO
 Traccia direttamente l’attivita’ di formazione stellare
(e risolve ambiguita’ su contributo AGN-SB a far-IR)
 10-100 volte piu’ intenso
 Beam([CII]) ~ 1/3 Beam(CO)
 Osservabile a z molto piu’ elevati
migliore strumento
per dinamica (massa)
Attivita’ di follow-up
Estensione campione a z piu’ bassi
 Proposta ASTE (~200h at 850mm, pending)
 APEX ! (prima call probabilmente solo per ricevitori)
 Proposte IRAM, JCMT, CSO (TBD)
[OI] 63mm potrebbe essere 20 volte piu’ intenso
di [CII] (abbondanze ad alto z, ed altre ovvie
implicazioni…)
 Proposta JCMT su J1148 z=6.4 (accettata)
 Proposta CSO (pending)
Progetti per ALMA
 [CII] e [OI] in starburst
con LFIR>1011 fino ad alto z
(SFR  Madau plot)
J1148
z=6.4
 Formazione stellare in AGN
 Masse galassie SB
 [CII] vs. [OI] (+altre
transizioni)  abbondanze
ALMA
5s 2h
Astrochimica ad alto z
(evoluzione chimica)
H2O
O
C
CO
Le galassie
giovani/primordiali
dovrebbero essere
“umide”
Acqua ad alto z
 Ad alto z le principali transizioni H2O sono
osservabili nelle finestre atmosferiche
 La fondamentale del para (111000,1113 GHz)
osservabile fino a z=12
Acqua ad alto z:
progetti in corso
 140h ad IRAM 30m nel 2005
per ricerca H2O a 3<z<6.4
 “Collaborazione” con team IRAM per progetto
parallelo su PdBI
(risultati preliminari incoraggianti!)
Acqua ad alto z:
progetti per ALMA
 Ricerca righe H2O piu’ intense in starburst con
LFIR>1011 fino ad alto z
 Confronto H2O vs. CO diagnostico dell’evoluzione
chimica  identificazione galassie “quasi-primordiali”
 Diagnostica del gas molecolare (densita’, temperatura
dinamica,…)
SEDs
ed
evoluzione della polvere
ad alto z
Importante attivita’ di gruppi italiani sulla determinazione
di SED empiriche e teoriche di starburst e AGN
predizioni conteggi, distribuzione-z,
separazione SB-AGN, etc…
Sviluppi per galassie primordiali ad alto z:
 Evoluzione nelle proprieta’
della polvere
 Formazione stellare in regioni
compatte con elevata efficienza
utilizzo di
SED “classiche”
inappropriato
Studi osservativi sulle proprieta’
della polvere ad alto z:
Maiolino et al. 2004
polvere da SNe
Obs.
5<z<6
SMC
(z<4)
SN
dust
Observed
z=6.2
Attivita’ in corso:
 Proprieta’ della polvere in campione piu’ ampio a 4<z<6.4
(TNG+VLT)
 Derivazione proprieta’ di emissivita’ nel far-IR/submm
ed implicazioni per SEDs (S. Bianchi)
Approccio empirico per le SED ad alto z:
Blue Compact Dwarfs (BCD) locali come
templates per galassie primordiali
BCD
Hunt & Maiolino 2005
Confronto con dati di galassie a z~2.5:
risultati migliori rispetto all’utilizzo di
SED “classiche” (M82 o Arp220)
Attivita’ in corso:
 Programmi JCMT & IRAM 30m per caratterizzare
meglio la SED di BCD locali
 Confronto con SED di campioni piu’ estesi di galassie
ad alto-z tramite nuovi dati Spitzer+submm+Radio
Progetti per ALMA
 Test SED e emissivita’ polvere “primordiali”
su sorgenti ALMA ad alto z
 Utilizzo SED e polvere “primordiali” per
interpretare conteggi galassie alto z
 Utilizzo SED e polvere “primordiali” per
derivare LFIR (SFR) e Mdust
 Utilizzo SED e polvere “primordiali” per
determinare redshift fotometrici
Targets
“competitivi”
Partecipazione italiana in Herschel
(PACS: 70-200mm)
 Ampi campioni di targets “riservati”
da GTO da investigare con ALMA
 Tempi scala appropriati per ALMA
(lancio in estate 2007)
“Competizione” interna al consorzio

almeno su alcune classi di sorgenti
dovremmo avere priorità
(e.g. controparti di sorgenti X)