VLT 2ème génération MUSE et KMOS PNC Octobre 2002.
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VLT 2ème génération MUSE et KMOS PNC Octobre 2002
Transcript of VLT 2ème génération MUSE et KMOS PNC Octobre 2002.
VLT 2ème génération
MUSE et KMOS
PNC Octobre 2002
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
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)
Recherche actuelle des émetteurs Lyalpha
•Filtres étroits, grand champ, domaine étroit de z2 10-17 erg/cm2/s•Longue fente: très petit champ, grand domaine en z
1-3 Ly émetteur par arcmin²
Prédictions à 5 10-19 erg/cm2/s
Redshift range Number arcmin-2
4.5-7 83
3.5-7 225
2.5-7 506
CaractéristiquesChamp 1’ x 1’Résolution spatiale MCAOSampling 0.2 arcsecRésolution spectrale 1000 à 2000Domaine spectral 0.5 à 1 micron
24 éléments de 2k x 4kProfondeur R ~ 28
90 000 pixels spatiaux2048 éléments spectraux 184 millions de pixels (VIMOS, 3.5 millions)
Volume de données
1 image = 0.7 Gb1 nuit = 100 Gb
Un champ profond sera fait en 10 nuits
L’instrument est prévu pour arriver en 2009-2010Avec JWST et ALMATrès complémentaires
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
KMOS: caractéristiques
Spectral Range 1 – 2.4 m
Field of View 8’x8’ or 10’x10’; 2’x8’(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
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..
ClickKMOS/VLT Science : z
> 2 galaxiesto add titleIMAGINGMULTI-SLIT SPECTROSCOPYINTEGRAL FIELD SPECTROSCOPY
IMAGINGMULTI-SLIT SPECTROSCOPYINTEGRAL FIELD SPECTROSCOPY
Science Goals Field (sq. deg)
Nobjects Limiting magnitude (or line flux)
R Wavelength coverage
(m)
IFU?
Evolution of the physical properties of galaxies at z>2
1
N x 104 K=21 (spec) K=23 (phot)
R~3000 (K) to R~5000 (JH)
0.3 to 2.5 Multi-IFU
Constraining the formation epoch and the properties of the first sources 1
~500 to N x 104
e-line ~ n x10-18 erg/s/cm
R~3000 (K) to R~5000 (JH)
0.7 to 2.5 Multi-IFU
LSS at z > 1
1
N x 104 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
~100 K=21 (spec) K=23 (phot)
R~3000 (K) to R~5000 (JH)
0.3 to 2.5 IFU or multi-IFU
Supernovae at different redshifts ~2 to 5 ~1000 K=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 ~100 K=19 (spec) R~5000 1 to 2.5 Multi-IFU
Evolution of quasar/AGN 1 1000 K=21 (spec) R~5000 0.3 to 2.5 Multi-IFU
Spectroscopic NIR follow-up of wide-field multi-wavelength surveys
~4 N x 104 K=21 (spec) K=23 (phot)
R~3000 (K) to R~5000 (JH)
0.3 to 2.5 Multi-IFU
Galactic stellar studies N x 1 ~100 K=21 (spec) K=23 (phot)
R~5000 0.3 to 2.5 Multi-IFU
Etat actuel
Aujourd’hui seulement 20 LBG ont été observés spectroscopiquement13-15 ont des raies d’émission(Pettini et al 2001)T(int) = 10 000 secNIR ISAAC/VLTNIRSPEC/KECK
Les premiers objets (IMF?)
raies HeII fortes: HeII 1640, HeII HeII 4686, ...
Schaerer 2001
KMOS1PI: R. Bender (USM) et MPE-GarchingReiner Hofman (MPE)Ray Sharples, DurhamEdinburg, Oxford, Bristol
KMOS1
KMOS2
