ALMA Work Shop 星形成 プロポーザル検討会

Presentation on theme: "ALMA Work Shop 星形成 プロポーザル検討会"— Presentation transcript:

1 ALMA Work Shop 星形成 プロポーザル検討会
西合一矢 (NAOJ Chile Observatory) 近傍銀河 2012/6/28

2 Cycle1 Capability Memo Cycle1では、Cycle0に比べて ・観測できる周波数帯（Band)は同じ、 ・感度が2倍
・空間分解能は2.5倍まで可能 ・150 pointing (モザイクも含む）までＯＫ ・ことなる周波数分解能で4輝線同時観測可能　 + ACA運用開始 が改善点 一方、Science Goal数や観測可能ターゲット数 に制限が加わる。 近傍銀河 2012/6/28

3 プロポーザル審査に関して Cycle 0での経験、変更点
共同利用時間～550時間 112件/919件が採択　(９倍の倍率） 　 Conservativeな提案が多く採択 観測実施に苦労しCycle0は５ヶ月延長 　特にBand 9 の観測実施は特に困難 ・ISM/星形成/原始惑星系円盤カテゴリーが全体の45%を占めた。 ※ これは12m main arrayだけの時間 加えて800時間までのACA時間がある ⇒ 800時間 ⇒ JAOはCycle1で～200件の採択を期待 ⇒初期運用であるので同じと思われる ⇒Bans9 の観測は同じく困難。 ⇒原始惑星系円盤を別カテゴリーにした。 　曖昧であったマゼランは、星形成と同じカテゴリにした。 近傍銀河 2012/6/28

4 プロポーザル審査に関して Cycle 0での経験
ALMAでなければならない観測提案（SMAなどでできるものは低評価） 審査員の認識、得意・不得意により採択分野に偏りがあったカテゴリーが存在した。 審査参加者からのインタビュー 　2週間程度で一人80件以上のプロポーザルを審査。よって、 目的、観測の位置づけ、戦略を論理的に簡潔に訴えて欲しい 図などを有効に使い、しっかりした印象を残すようにして欲しい。 たくさん詰め込むと読みづらい 早めに準備し”プロポーザルとしての完成度”を上げて欲しい(惜しいものが多数） 英語の問題よりも、内容が問題だった。 理論や類推などを元にしてXXが見えれば大発見的な論理だけでは弱い。XXが見えなかった場合でも論文になるような意義を書くと強い。 ALMAから見えにくい天体を観測する場合は、必然性を書いたほうが良い。 近傍銀河 2012/6/28

5 Cycle0 • Total registration 2898 (1 July) – EU 1260 – NA 980 – EA 400
– Others 206 • Total 923 proposals (5 July) – EU 404 – NA 279 – EA 184 – CL 35 – Others 21 Submitted Accepted 近傍銀河 2012/6/28

6 Cycle1 Review Process プロポーザルは、5つのCategoriesに分けられる。
各Categoryに設置されるReview Panelで科学的審査される。 ※各Categoryには 2つ程度のReview Panel(６名程度)が作られる。 High priority proposalになる可能性が高いものは技術審査を受け、観測実現不可なProposalを除く。 全プロポーザルで採点の高い順からHigh priority proposalを採択する。 　ただし、以下の割合となるようにされる。 22.5% for East Asia (EA); 33.75% for Europe (EU); 33.75% for North America (NA); 10% for Chile. Review Panelによる審査は10月-11月に行われる予定である。 近傍銀河 2012/6/28

7 ALMA Early Science Cycle1運用上の注意
The maximum observing time per proposal is 100 hours (Standard Program) Cycle 1 observations will be scheduled mainly during nighttime. All Cycle 1 Early Science observing will be conducted on a best effort basis. Cycle 1 projects that have not been completed by the end of the cycle will not be carried over to Cycle 2. Weather Condition Suitable time fraction in each Band local midnight shuotdown engineering time ALMA Band Band 3 Band 6 Band 7 Band 9 Fraction of time 100% 70% 40% 10% Taurus Lupus Orion Ophiuchus Chameleon LMC M83 M33 SMC, NGC253 M100 観測可能時間を100%としたとき、 Cycle1観測期間で、それぞれのBandの観測が実行できる割合 (予想）。 Taurus: 4h40, 25deg Lupus 15h40 –34deg Ophiuchus 16h -23deg Orion 5h30 -5deg Chameleon 11h -77deg 7 the percentage of time when the pwv is below 1 mm 近傍銀河 2012/6/28

8 Shadowing OTの観測見積もりではShadowingは考慮されていない。影響が大である場合は、
Shadowing fraction vs. Declination for the two most compact configurations of the 12-m Array and for the 7-m Array with a track duration of 2 hours (±1h HA). ALMA is located at latitude = 23.029°, longitude = 67.755°. Targets as far north as declination +40°, corresponding to a maximum source elevation at Chajnantor of ~25°, can in principle be observed from the ALMA site, but shadowing by adjacent antennas becomes an increasing problem at low elevations. The imaging capability, as well as the time on source, will necessarily be limited for such northern sources. Shadowing depends on the antenna configuration. Given the short baselines in the ACA configuration, sources with declinations less than −60° or greater than +20° will be subject to significant shadowing. For the 12-meter array, shadowing becomes significant (> 5 %) in the most compact configuration for sources with declination lower than −75° or higher than +25°. Taurus: 4h40, 25deg Lupus 15h40 –34deg Ophiuchus 16h -23deg Orion 5h30 -5deg Chameleon 11h -77deg M31 d =41deg M51 d =47deg Cha. d= -75eg Orion d= -5eg SMC d= -72deg LMC d= -69deg Lupus d= -34eg Oph. d= -23eg M33 d =30deg M83 d= -29deg M100 d=15deg Taurus d= 24eg OTの観測見積もりではShadowingは考慮されていない。影響が大である場合は、 OTで余分な時間を要求という部分でYESをチェックしてテクニカルケースに書く。 近傍銀河 2012/6/28

9 ACA 近傍銀河 2012/6/28

10 ACA (Atacama Compact Array)
12-m main arrayで観測できずに落としてしまった広がった成分をACA 7m arrayと12m単一鏡のデータをコンバインすることで復活させる（しかも、高分解能は維持される）。 ACA System in Cycle1 9 x 7m antennas array 　 Single configuration (baseline = 8.5m ～ 43m Baseline) 2 antennas x12m Single Dish (TP: Total Power Array) ACA Cycle 1 Capability 12m main arrayの最大基線長 Lmax < 558mの場合にのみACAを使える。 ACAの観測時間は12m main arrayの観測時間を3倍したもの。 => ACAを使うときTotal observation time = 12m main arrayの観測時間の4倍 TP arrayは連続波観測が出来ない。 (7m-arrayでは連続波観測できる） 　=>　非常に広がった天体では連続波の resolve outを復活させられない。 （その、さじ加減は以下で説明） 　　 12-m Array Configuration Min Baseline (meters) Max Baseline1 ACA Allowed? C32-1 15 166 Yes C32-2 304 C32-3 21 443 C32-4 558 C32-5 26 820 No C32-6 43 1091 近傍銀河 2012/6/28

11 Demonstration of Data Combine (M100)
ACA例 Demonstration of Data Combine (M100) 12m main array only Very Large Telescope (VLT) FORS ALMA band 3, CO(1-0) moment 1 ALMA Science Verification Data: M100 近傍銀河 2012/6/28

12 Demonstration of Data Combine (M100) CO(1-0) Moment Map
ACA例 Demonstration of Data Combine (M100) CO(1-0) Moment Map 12m array (Main array) + 12m Total Power (single dish) On the fly mapping 7m array 近傍銀河 2012/6/28

13 Demonstration of Data Combine (M100)
ACA例 Demonstration of Data Combine (M100) 12m array ALMA band 3, CO(1-0) moment 1 Recovering by ACA 12m array only 12m array + ACA Velocity [km/s] mJy/Beam CO(1-0) line profile Very Large Telescope (VLT) FORS 近傍銀河 2012/6/28

14 ACA Simulation 簡単にACA Simulationを体験できるスクリプトが用意されています(黒野氏作成)。
スクリプト（サンプルデータ入り)をダウンロードしてCASA上で実行するだけ。 インストラクションのpdfもリンクしてあります。 M51のHaイメージを元に したACAシミュレーション。 近傍銀河 2012/6/28

15 近傍銀河 2012/6/28

16 Cycle0での採択プログラム 星形成編 近傍銀河 2012/6/28

17 星形成分野で採択されたプロポーザル 近傍銀河 2012/6/28

18 ISM関係 近傍銀河のISM（AGN/mergers関係を除く） 銀河系内（Srg A*を除く） Cycle0 プロポーザル
Giant Molecular Cloud Survey Toward bar and arm of the nearby Galaxy M s Hirota, Akihiko 　　銀河腕での分子雲変遷（合体・形成？）　銀河？ Mapping the Distribution of Warm Molecular Gas in Arp s PI: Rangwala, Naseem The Physics and Chemisty of Gas in Centaurus A and its Host s PI: Ott, Juergen 30 Doradus: Dense Gas in the Nearest Super-Star Cluster 　　　 s PI: Indebetouw, Remy 銀河系内（Srg A*を除く） Expanding the frontiers of chemical complexity with ALMA s　Belloche, Arnaud　いわゆるlineサーベイでアミノ酸なども探査と書いてある。 近傍銀河 2012/6/28

19 星形成関係（大質量星） 大質量星形成コア 大質量星形成コア アウトフロー・活動性 大質量星ガス円盤とかエンベロープとか
Cycle0 プロポーザル 星形成関係（大質量星） 大質量星形成コア The Dynamics of Massive Starless Cores (Tan, Jonathan)　 Deuterium Fractionation in the IRDC clump G MM3 (Sakai, Takeshi)　 Globular cluster formation: caught in the act (Rathborne, Jill) Using the first inteferometer H2D+ observations to constrain clustered star-forming core structure (Friesen, Rachel) 大質量星形成コア　アウトフロー・活動性 First detection of Hydrogen recombination lines toward an ionized jet arising from a high-mass protostar (Guzman, Andres Ernesto CL) Resolving the massive molecular outflow G331.5 (Bronfman, Leonardo) Bursting Water Maser Feature in Orion KL (Hirota, Tomoya) 大質量星ガス円盤とかエンベロープとか Where do massive stars get their mass from ? (Peretto, Nicolas) The largest circumstellar disk - Birth of a high-mass star through accretion? (Chini, Rolf) Dissecting disks around B-type (proto)stars (Cesaroni, Riccardo) First images of a protoplanetary disk around a very massive protostar (Garay, Guido) 近傍銀河 2012/6/28

20 星形成関係（小量星） アウトフロージェット関係 小量星分子雲コア･エンベロープ Cycle0 プロポーザル
Rotation and Proper Motion of Protostellar Jets　(Lee, Chin-Fei) The origin of molecular jets: new clues from CO and SiO in HH212 (Codella, Claudio) Outflow Entrainment in HH 46/47 (Mardones, Diego) Detecting high-density compact outflow from the youngest YSO in Taurus (Onishi, Toshikazu) 小量星分子雲コア･エンベロープ The earliest stages of star and planet formation (Caselli, Paola) VLA1623B: a First Core candidate? (Murillo, Nadia) Tracing Evolution of Warm Carbon-Chain Chemistry in L1527 (Sakai, Nami) Imaging the Peculiar Carbon-Chain Chemistry of IRAS in Lupus (Sakai, Nami) Disks and complex organics in the inner regions of low-mass protostars (Jorgensen, Jes) 近傍銀河 2012/6/28

21 Cycle0 Proposal Review 全部で919 proposals 4つのScience categories
それぞれにALMA Review Panel (ARP) 設置 Cosmology/High-z (Cat.1) = 2 panels x 6 members Galaxies/Nuclei (cat.2) = 2 panels x 6 members ISM/Star Formation = 3 panels x 6 members Planetary/Solar System = 1 panel x 7 members 近傍銀河 2012/6/28

22 以下資料 近傍銀河 2012/6/28

23 ALMA Early Science ” Cycle1” Capability, Policy
ALMA Town Meeting 2012年 6月28日　於、大阪府立大学 ALMA Early Science ” Cycle1” Capability, Policy Talk: 西合一矢 (NAOJ Chile Observatory) ALMAJ Staff Members This Talk ALMA Overview Time lineとCapability Observational Modes/ Limitation ACA レビュープロセスとCycle0の経験 M100 (CSV result 12m array + ACA) 近傍銀河 2012/6/28

24 ALMAとは、 ＡＬＭＡプロジェクト概略 Atacama Large Millimeter/submillimeter Array 　　12mアンテナ x 50機 　+ 　コンパクトArray (ACA)12m x 4機と 7m x 12機 　　南米チリのアンデス山中(標高5000m)のアタカマ砂漠に設置。 現在は建設段階。段階的な運用開始を行っている(初期科学運用)。 しばらくは１年間のプロポーザルサイクル 　2011年 初期科学運用Cycle 0 プロポーザルサイクル開始 年 初期科学運用Cycle 1 プロポーザルサイクル開始 年 Inauguration (一応の観測装置完成) 初期科学運用Cycle 2 201x年 本格運用開始（観測装置、観測モードが出揃う）。 建設段階だがCycle1でサブミリ波望遠鏡として世界最高の感度、空間分解能を達成 日、米、欧の３局の国際共同プロジェクト。 　　それぞれの地域に地域センター(ARC)を設置（日本では国立天文台） 　　ARCが、プロポーザル受付、研究会サポートなどの各種ユーザー・サポート窓口となる。 近傍銀河 2012/6/28

25 ALMA Science Portal：http://almascience.nao.ac.jp/ より入手
ほぼ、すべての情報はここにある。 ALMA Science Portal： 近傍銀河 2012/6/28

26 ALMA Early Science Cycle 1 Timeline
31 May, 2012 (15:00UT) Call for Proposal &プロポーザル受付開始 12 July 2012 (15:00 UT) プロポーザル締め切り!!!! November 審査結果通知 1 January 　　 Cycle 1 の共同利用観測開始 （May 2013　Cycle 2のプロポーザル受付開始 ) 31 October 　　 Cycle 1 の共同利用観測終了 Total observation time in Cycle1 12m main array で 800時間 上記とは別に、ACA (additional array)は最大800時間まで観測。　(see later) JAOによると、”About 200 highest priority projects are expected to be prepared for scheduling.” ←　we are here! 近傍銀河 2012/6/28

27 Cycle 1 Basic Capability I
– 周波数関係 - 1. Band (Frontend Detector) example line - Band 3 (2SB: 84GHz - 116GHz) : CO(1-0), HCO+(1-0), CS(2-1), N2H+(1-0),,, - Band 6 (2SB: 211GHz - 275GHz) : CO(2-1), HCO+(3-2), CS(5-4), N2D+(3-2),,,, - Band 7 (2SB: 275GHz - 373GHz) : CO(3-2), HCO+(4-3), CS(6-5/7-6), N2H+(3-2), N2D+(4-3), - Band 9 (DSB: 602GHz - 720GHz): CO(6-5), HCO+(7-6/8-7), CS(13-12/14-13), H2D+(8-7/9-8), H2S, 2. 周波数分解能、バンド幅など - 15種類あるspectral modesより選択できる。 Effective Channel Number: 3840 (x 2 pol.) for each spectral line Frequency resolution: kHz～976.5kHz (⇔ Bandwidth=58.6MHz～2GHz) Correlator Modes, dual-polarization (Proposers Guide A5) 27km/s 0.85km/s 0.42km/s 0.21km/s 0.11km/s 0.053km/s 0.027km/s Velocity Resolution at 345GHz Bandwidth (MHz) Channel spacing Spectral Resolution (MHz)　　　 ↓ dv at 100GHz Number of channels Correlator mode 2000 15.6 (93.7km/s) 128 TDM 1875 0.488 (2.93km/s) 3840 FDM 938 0.244 (1.46km/s) 469 0.122 (0.732km/s) 234 0.061 (0.366km/s) 117 0.0305 (0.183km/s) 58.6 0.0153 (0.091km/s) 近傍銀河 2012/6/28

28 Cycle 1 Basic Capability I
– 周波数関係 - 1. Band (Frontend Detector) example line - Band 3 (2SB: 84GHz - 116GHz) : CO(1-0), HCO+(1-0), CS(2-1), N2H+(1-0),,, - Band 6 (2SB: 211GHz - 275GHz) : CO(2-1), HCO+(3-2), CS(5-4), N2D+(3-2),,,, - Band 7 (2SB: 275GHz - 373GHz) : CO(3-2), HCO+(4-3), CS(6-5/7-6), N2H+(3-2), N2D+(4-3), - Band 9 (DSB: 602GHz - 720GHz): CO(6-5), HCO+(7-6/8-7), CS(13-12/14-13), H2D+(8-7/9-8), H2S, 2. 周波数分解能、バンド幅など - 15種類あるspectral modesより選択できる。 　実効的な周波数チャンネル: 3840 (x 2 pol.) for each spectral line Frequency resolution: kHz～976.5kHz (⇔ Bandwidth=58.6MHz～2GHz) - ALMA can observe 4 spectral lines with different frequency resolution simultaneously. 同時に観測可能な周波数帯 Band 7 Band 7 example1 Upper Sideband Lower Sideband CO (3-2) n = 345.8GHz BW=938MHz (dv=0.42km/s) H13CO+(4-3) n = 347.0GHz BW=469MHz (dv=0.21km/s) HCO+(4-3) n = 356.7GHz BW=469MHz (dv=0.21km/s) Continuum n= 358GHz BW = 2000MHz 近傍銀河 2012/6/28

29 Cycle 1 Basic Capability I
– Spectral Setting - 1. Band (Frontend Detector) example line - Band 3 (2SB: 84GHz - 116GHz) : CO(1-0), HCO+(1-0), CS(2-1), N2H+(1-0),,, - Band 6 (2SB: 211GHz - 275GHz) : CO(2-1), HCO+(3-2), CS(5-4), N2D+(3-2),,,, - Band 7 (2SB: 275GHz - 373GHz) : CO(3-2), HCO+(4-3), CS(6-5/7-6), N2H+(3-2), N2D+(4-3), - Band 9 (DSB: 602GHz - 720GHz): CO(6-5), HCO+(7-6/8-7), CS(13-12/14-13), H2D+(8-7/9-8), H2S, 2. 周波数分解能、バンド幅など - 15種類あるspectral modesから選択できる。 　実効的な周波数チャンネル: 3840 (x 2 pol.) for each spectral line Frequency resolution: kHz～976.5kHz (⇔ Bandwidth=58.6MHz～2GHz) - ALMA can observe 4 spectral lines with different frequency resolution simultaneously. Band 7 example2 Continuum emission only (single continuum mode) Bandwidth=8GHz (2GHz x4) Band 7 Band 7 Lower Sideband Upper Sideband 近傍銀河 2012/6/28

30 Cycle 1 Basic Capability II – Sensitivity & Resolution -
1. Band (Frontend Detector) example line - Band 3 (2SB: 84GHz - 116GHz) : CO(1-0), HCO+(1-0), CS(2-1), N2H+(1-0),,, - Band 6 (2SB: 211GHz - 275GHz) : CO(2-1), HCO+(3-2), CS(5-4), N2D+(3-2),,,, - Band 7 (2SB: 275GHz - 373GHz) : CO(3-2), HCO+(4-3), CS(6-5/7-6), N2H+(3-2), N2D+(4-3), - Band 9 (DSB: 602GHz - 720GHz): CO(6-5), HCO+(7-6/8-7), CS(13-12/14-13), H2D+(8-7/9-8), H2S, 2. 周波数分解能、バンド幅など - 15種類あるspectral modesから選択できる。 　実効的な周波数チャンネル: 3840 (x 2 pol.) for each spectral line Frequency resolution: kHz～976.5kHz (⇔ Bandwidth=58.6MHz～2GHz) - ALMA can observe 4 spectral lines with different frequency resolution simultaneously. 3. Sensitivity (Number of Antennas) Main Array: x 12m antennas Additional subarray: 7 x 7m anntenas + 2 x 12m single dish (ACA system) New!　 Cycle0に比べ感度は2倍 Image quality ↑、Snap shot imaging: OK 4. Spatial Resolution (Configurations) configurations Maximum baseline = 166m ～ 1 km Cycle0に比べ空間分解能は最大2.5倍　 (Cycle1: Resolution: 数秒 ～ 0.1秒　see later) 近傍銀河 2012/6/28

31 干渉計の基礎情報 分解能、イメージング領域、視野の関係
参考 (Skip?) 干渉計の基礎情報 分解能、イメージング領域、視野の関係 干渉計観測とは、 天体のフラックス強度分布をフーリエ分解しその成分を観測する装置。 それを逆フーリエ変換で画像に戻します。　　 Dant Dmin Dmax Dを基線長と呼ぶ。 2012/6/28 ALMA UM 2011 (Nagai) 近傍銀河

32 干渉計の基礎情報 分解能、イメージング領域、視野の関係
参考 (Skip??) 干渉計の基礎情報 分解能、イメージング領域、視野の関係 干渉計観測とは、 天体のフラックス強度分布をフーリエ分解しその成分を観測する装置。 それを逆フーリエ変換で画像に戻します。　　 λ/Dmax　 Dmax ※厳密にはDmaxは天体から見た射影長 基線長が大きい →角度のずれに対し光路長差が敏感 最大基線長Dmaxの基線からは、最も小さい空間分布(空間分解能）の成分を得る。 Cycle1では、最大基線長は1km。 => 100GHz帯で3.7秒～0.6秒の空間分解能、700GHz帯で0.6秒～0.1秒程度 ALMA UM 2011 (Nagai) 近傍銀河 2012/6/28

33 干渉計の基礎情報 分解能、イメージング領域、視野の関係
参考 干渉計の基礎情報 分解能、イメージング領域、視野の関係 Dant λ/Dant　 おおよそ単一鏡の視野（～main beam size)内部をイメージングできる。 ALMAの12m antennaでは、62秒(100GHz帯)～9秒(700GHz帯)の大きさ。 注意! 視野内の感度は一様ではない!! 視野の端の感度は中心の半分である ALMA UM 2011 (Nagai) 近傍銀河 2012/6/28

34 参考資料（質問用) Skip 干渉計観測 天球上の位置ベクトル r 天球 相関機 最大18km 干渉計は普通の観測と違い、天体からのフラックス強度分布のフーリエ分解成分を観測し、それを逆フーリエで画像に戻します※。　　 ※天体からの電磁波を相関機で干渉させると、ビジビリティー（visibility,干渉縞の明暗強度)が得られます。簡単のために１次元uで考えると、 となります(実際は２次元)。逆フーリエ変換し天体輝度分布 I(r) を得ます。 Point 1: アンテナ間距離（基線）が長いアンテナペアで観測すると空間周波数が高い　（小さな空間スケールのフーリエ成分）情報が得られます(最大基線長⇔空間分解能)。 Point 2: 最短基線長間の相関からはもっとも低い空間周波数情報が得られます。より低い空間周波数情報は得られないため、より広がった空間構造成分は干渉計観測画像から落とされます(最短基線長⇔Resolve Out)。flux強度絶対値の不定性となります。 Point 3: 単一鏡電波観測と異なり、干渉計観測では１つの座標の観測でも画像が得られます。画像サイズはアンテナ口径で決まり各アンテナの視野(=Beam Size)と同じです。 Spatial Resolution:　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　n: 観測周波数、Lmax:最大基線長 Resolve Outスケール：　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　n:観測周波数、Lmin:(実効)最短基線長 視野サイズ（画像サイズ）：　　　　　　　　　　　　　　　　　n:観測周波数、Dantenna:アンテナ口径 近傍銀河 2012/6/28

35 Cycle 1 Basic Capability II - Sensitivity / Spatial Resolution -
Summary of Most Extended Configuration Lmax= 1km ( )<=Most Compact Lmax=160m Band Frequency (GHz) Angular Resolution Maximum Scale Flux *1 (mJy) Tb *2 (K) Field of View 3 100 0.57” (3.7”) 8.6” (25”) 0.06 2.4 (0.056) 62” 6 230 0.25” (1.6”) 3.7” (11”) 0.09 1.9 (0.047) 27” 7 345 0.16” (1.1”) 2.5” (7.1”) 0.15 2.9 (0.062) 18” 9 670 0.08” (0.55”) 1.3” (3.6”) 1.10 16 (0.35) 9” 1: 5 sigma continuum sensitivity (Bandwidth=8GHz) for 1hr 2: 3 sigma line sensitivity for 1 hr (1 km/s) 近傍銀河 2012/6/28

36 Cycle 1 Basic Capability II - Sensitivity / Spatial Resolution -
Summary of Most Extended Configuration Lmax= 1km ( )<=Most Compact Lmax=160m - 連続波観測(8GH)ならば１時間観測で 5σ = 90mJy (at 230GHz), 150mJy (at 345GHz) を達成。 例えば、 光学的に薄いダスト連続波の観測では、 距離d～150pc(近傍星形成領域) でも T=100K, M= 2 x 10-5 M8, T= 30K, M= 1 x 10-4 M8 T= 10K, M= 5 x 10-4 M8 を5σ検出 d=50kpc(Magellan) でも T=100K, M = 2 M8, T= 30K, M = 10 M8 T= 10K, M = 50 M8 Band Frequency (GHz) Angular Resolution Maximum Scale Flux *1 (mJy) Tb *2 (K) Field of View 3 100 0.57” (3.7”) 8.6” (25”) 0.06 2.4 (0.056) 62” 6 230 0.25” (1.6”) 3.7” (11”) 0.09 1.9 (0.047) 27” 7 345 0.16” (1.1”) 2.5” (7.1”) 0.15 2.9 (0.062) 18” 9 670 0.08” (0.55”) 1.3” (3.6”) 1.10 16 (0.35) 9” 1: 5 sigma continuum sensitivity (Bandwidth=8GHz) for 1hr 2: 3 sigma line sensitivity for 1 hr (1 km/s) Free-fee electron density: ne=1 (1/cc) d=20AU R=9d6cm=90km) d=2000AU, R=9d8cm(1.5Rearth), d=1pc R=9d10cm), d=5pc R=0.03AU(4.5d11cm) 　d= 10pc R=0.06AU 1AU =1.5d13cm, Rsun=7d10 cm, Rearth=6d8cm 近傍銀河 2012/6/28

37 Cycle 1 Basic Capability II
Example: Proto-planetary Disk (TW Hya d～50pc) Summary of Most Extended Configuration Lmax= 1km ALMA SVデータ ( )<=Most Compact Lmax=160m Band Frequency (GHz) Angular Resolution Maximum Scale Flux *1 (mJy) Tb *2 (K) Field of View 3 100 0.57” (3.7”) 8.6” (25”) 0.06 2.4 (0.056) 62” 6 230 0.25” (1.6”) 3.7” (11”) 0.09 1.9 (0.047) 27” 7 345 0.16” (1.1”) 2.5” (7.1”) 0.15 2.9 (0.062) 18” 9 670 0.08” (0.55”) 1.3” (3.6”) 1.10 16 (0.35) 9” - ALMA Cycle1感度ならば1時間観測 で0.1”(5AU)オーダーの空間分解能の輝線マップを得られる(with dv～1km)。 - 空間分解能を落とせば、より弱い輝線も観測できる。 1: 5 sigma continuum sensitivity (Bandwidth=8GHz) for 1hr 2: 3 sigma line sensitivity for 1 hr (1 km/s) - 連続波観測(8GH)ならば１時間観測で 5σ = 90mJy (at 230GHz), 150mJy (at 345GHz) を達成。 => 5kpcにある原始惑星系円盤の検知可 近傍銀河 2012/6/28

38 Cycle 1 Basic Capability II - UV plane/Beam Pattern -
Most Compact Configuration Case (Lmax=160m, t = 10min) Antenna Configuration UV y (m) Side lobes: below 10%! x (m) Most Extend Configuration (Lmax=1000m, t = 10min) Antenna Configuration UV y (m) わずか10分の観測で十分な空間フーリエ成分のサンプリング： 　きれいなビーム形状、低いサイドローブ => ALMAは、干渉計装置だが、Snap Shot的な観測が出来る。 Side lobes: below 10%! x (m) 近傍銀河 2012/6/28

39 参考 Skip ALMA Cycle1 beam patterns with various configurations
(integration time =10min, f = 345GHz) Configuration C32-1 Configuration C32-1 Configuration C32-3 Configuration C32-4 Configuration C32-5 Configuration C32-6 12-m Array Configuration Min Baseline (meters) Max Baseline1 ACA Allowed? C32-1 15 166 Yes C32-2 304 C32-3 21 443 C32-4 558 C32-5 26 820 No C32-6 43 1091 Even in only 10 minutes observation, - Beam: almost round shape! - Side lobes: below 10%-20%! 近傍銀河 2012/6/28

40 ALMA Early Science Cycle1 Capability
- Observing Mode/Operation - 観測モードについて No sub-array Mosaic (up to 150 field) No Polarization No solar Observation 　 プロポーザルタイプ Target of Opportunity (ToO) Cycle 1 proposalの締め切りまでに提出。 Only a few ToO proposals are likely to be among the highest ranked. (観測されるにしても)トリガーがかかってから3週間程度の時間的な不定性がある。数日というタイムスケールでの指定も出来るが保障しない。 Time Critical Observation (Monitoring) 3週間の時間範囲。しかし、Cycle1期間中にわたり繰り返される現象はＯＫ。 Time-critical observations は、Standard または ToO proposalsとして投稿。 Director Discretionary Time (DDT) ACA (Atacama Compact Array) ACA(7m array + Single Dish) operation start! (see later) M100 Rectangle field 300”x280” Mosaic (149 fields) at n=115GHz Time-critical and monitoring observations may be possible, but are restricted to the time slots reserved for Cycle 1 science observations. Therefore proposals with an execution time tolerance of less than 3 weeks will not be accepted. PIs of highly rated time critical observations may specify only the three week period within which the project start date may occur. This should not prevent observations of recurring phenomena with predictable times (such as, say, maximum elongations of planetary satellites), as long as their occurrences are spread over a sufficiently wide fraction of the Cycle 1 observing period and as long as the number of epochs that need to be observed remains relatively small with respect to the total number of suitable epochs across the Cycle (i.e., that there are many opportunities during the observing season to execute the proposal). Any special timing constraints (e.g. observations that once started need to be continued for a set amount of time or executed with a fixed cadence) must be fully justified. Time-critical observations can be part of either Standard or ToO proposals. 近傍銀河 2012/6/28

41 ALMA Early Science Cycle1 Limitations I
Cycle 1 Obs. Modes ALMA Early Science Cycle1 Limitations I - Target and Pointing Number - １つのプロポーザルでは、Science Goalsは5つまで。 * Science Goalとは、簡単に言うと、１つの観測装置設定（周波数設定や感度指定）のこと。 Target数に制限がある！！！ １つのScience Goalには、15までの individual sourcesが設定できる (ただし、天球面上で15 degrees以内) 1つのScience Goal上には複数のことなる速度(赤方変移)を持つターゲットを設定できるが、１．指定した受信機Bandを出てはいけない。2. 5回までのLOチューニングは許容される(five separate velocities)。 (次のスライドで説明) １つのプロポーザルでは、150 Pointingまでしか駄目。 1つのターゲットに複数のpointingを設定できる（モザイク やOffset Pointing）。しかし、１つのプロポーザルで合計は 150 Pointingまでである。 Pointing Fields X Target Position 近傍銀河 2012/6/28

42 “five separate velocities”とは何か？
参考　 “five separate velocities”とは何か？ Proposers Guide A6.2. Multiple sources (3) can be observed with no more than five separate velocities that all fall within the same receiver band. Example: CO (5-4) line (rest freq. = 576GHz) Band7 target No.1 (z=1.00) target No.2 (z=1.05) target No.3 (z=1.10) Band7 Band6 OK unallowable １つのScience Goalに、異なる視線速度（赤方偏移）の天体を複数個リストできる。 しかし、速度のずれによるLOの移動は５回までに制限。異なるBandにはみ出ても駄目。 近傍銀河 2012/6/28

43 ALMA Early Science Cycle1 Limitations II
Cycle 1 Obs. Modes ALMA Early Science Cycle1 Limitations II - Other - The maximum observing time per proposal is 100 hours (Standard Program) Cycle 1 observations will be scheduled mainly during nighttime. All Cycle 1 Early Science observing will be conducted on a best effort basis. Cycle 1 projects that have not been completed by the end of the cycle will not be carried over to Cycle 2. Weather Condition Suitable time fraction in each Band local midnight shuotdown engineering time ALMA Band Band 3 Band 6 Band 7 Band 9 Fraction of time 100% 70% 40% 10% Taurus Lupus Orion Ophiuchus Chameleon LMC M83 M33 SMC, NGC253 M100 観測可能時間を100%としたとき、 Cycle1観測期間で、それぞれのBandの観測が実行できる割合 (予想）。 Taurus: 4h40, 25deg Lupus 15h40 –34deg Ophiuchus 16h -23deg Orion 5h30 -5deg Chameleon 11h -77deg 43 the percentage of time when the pwv is below 1 mm 近傍銀河 2012/6/28

44 Accuracy ALMA observatory provides calibrator (PI can define it).
Accuracy of Absolute Amplitude Calibration Band 3: good to 5% Band 6/Band 7: good to 10% Band 9 : good to 20% (Goal) Positional Accuracy about 1/10th of synthetic beam size (It depends on noise level when a S/N ratio is low. ) 近傍銀河 2012/6/28

45 ACA (Atacama Compact Array)
　ACAとは干渉計の高い空間分解能を維持しながら、干渉計の最大の弱点であるResolve-Out(広がった空間成分を観測できない）を補うものである。 ACA System in Cycle1 9 x 7m antennas array 　 One configuration (baseline = 8.5m ～ 43m Baseline) 2～3台 x12m Single Dish (TP: Total Power Array) ACA Cycle 1 Capability In Cycle 1, we can use ACA in compact 12-m Array configurations (tminimum baselines less than 25 m = Lmax < 558m) . TP array can not observe continuum emission. (7m-array can observe continuum) Observation time of ACA 3 x (12-m Array observation time) 　 干渉計最大の弱点　(Resolve-Out) λ/Dmin　 この幅よりも大きい空間スケールの構造は検出できない （resolve-outと呼ぶ） Dmin ※ OT中の[Largest angular scale of source]に相当 12-m Array Configuration Min Baseline (meters) Max Baseline1 ACA Allowed? C32-1 15 166 Yes C32-2 304 C32-3 21 443 C32-4 558 C32-5 26 820 No C32-6 43 1091 近傍銀河 2012/6/28 ALMA UM 2011 (Nagai)

46 ACA (Atacama Compact Array)
　12-m main arrayで観測できずに落としてしまった広がった成分(resolve out成分）を additional arrayである ACA 7m arrayと12m単一鏡のデータをコンバインすることで復活させる（しかも、高分解能は維持される）。 ACA System in Cycle1 9 x 7m antennas array 　 やや広がった成分を観測 Single configuration (baseline = 8.5m ～ 43m Baseline) 2 x12m Single Dish (TP: Total Power Array) すごく広がった成分を観測 ACA Cycle 1 Capability In Cycle 1, we can use ACA in compact 12-m Array configurations (tminimum baselines less than 25 m = Lmax < 558m) . TP array can not observe continuum emission. (7m-array can observe continuum) Observation time of ACA 3 x (12-m Array observation time) 　 12-m Array Configuration Min Baseline (meters) Max Baseline1 ACA Allowed? C32-1 15 166 Yes C32-2 304 C32-3 21 443 C32-4 558 C32-5 26 820 No C32-6 43 1091 近傍銀河 2012/6/28

47 Demonstration of Data Combine (M100)
ACA例 Demonstration of Data Combine (M100) 12m main array only Very Large Telescope (VLT) FORS ALMA band 3, CO(1-0) moment 1 ALMA Science Verification Data: M100 近傍銀河 2012/6/28

48 Demonstration of Data Combine (M100) CO(1-0) Moment Map
ACA例 Demonstration of Data Combine (M100) CO(1-0) Moment Map 12m array (Main array) + 12m Total Power (single dish) On the fly mapping 7m array 近傍銀河 2012/6/28

49 Demonstration of Data Combine (M100)
ACA例 Demonstration of Data Combine (M100) 12m array ALMA band 3, CO(1-0) moment 1 Recovering by ACA 12m array only 12m array + ACA Velocity [km/s] mJy/Beam CO(1-0) line profile Very Large Telescope (VLT) FORS 近傍銀河 2012/6/28

50 ACA Simulation 簡単にACA Simulationを体験できるスクリプトが用意されています(黒野氏作成)。
スクリプト（サンプルデータ入り)をダウンロードしてCASA上で実行するだけ。 インストラクションのpdfもリンクしてあります。 M51のHaイメージを元に したACAシミュレーション。 近傍銀河 2012/6/28

51 参考資料（Skip) Recovered flux of a uniform disk, with a total flux of 1 Jy, observed at 100 GHz with three different 12-m Array configurations, as a function of the disk size. 近傍銀河 2012/6/28

52 ACA (Atacama Compact Array)
12-m main arrayで観測できずに落としてしまった広がった成分をACA 7m arrayと12m単一鏡のデータをコンバインすることで復活させる（しかも、高分解能は維持される）。 ACA System in Cycle1 9 x 7m antennas array 　 Single configuration (baseline = 8.5m ～ 43m Baseline) 2 antennas x12m Single Dish (TP: Total Power Array) ACA Cycle 1 Capability 12m main arrayの最大基線長 Lmax < 558mの場合にのみACAを使える。 ACAの観測時間は12m main arrayの観測時間を3倍したもの。 => ACAを使うときTotal observation time = 12m main arrayの観測時間の4倍 TP arrayは連続波観測が出来ない。 (7m-arrayでは連続波観測できる） 　=>　非常に広がった天体では連続波の resolve outを復活させられない。 （その、さじ加減は以下で説明） 　　 12-m Array Configuration Min Baseline (meters) Max Baseline1 ACA Allowed? C32-1 15 166 Yes C32-2 304 C32-3 21 443 C32-4 558 C32-5 26 820 No C32-6 43 1091 近傍銀河 2012/6/28

53 具体的に、ACAが必要かどうかを調べる方法
参考 具体的に、ACAが必要かどうかを調べる方法 Angular resolution and Maximum Angular Scale for the six Cycle 1 12-m Array configurations (Proposers Guide Table A.2) ただし！！ Extended配列（高空間分解能) ではACAを利用できない。 Proposers Guide A.3参照 この配列では、5”を超える空間スケール構造はResolve Outする （観測できない）。 そのような観測にはACAを使うことが必要となる。 For example - n = 345GHz Spatial resolution = 0.4” つまり、12mアンテナ配列 C32-3が観測で使われる配列である。 周波数、分解能、Largest Scaleの値から、OTがACAが必要かどうかを suggestionしてくれる。 近傍銀河 2012/6/28

54 ACAには連続波観測に関しても制約がある。
参考 ACAには連続波観測に関しても制約がある。 Angular resolution and Maximum Angular Scale for the six Cycle 1 12-m Array configurations (Proposers Guide Table A.2) ACAのうちsingle dish (TP array)は連続波を観測できない(7m arrayは可能)。 　 逆に言うと、TP arrayのデータを使わないで済む空間スケールまでは連続波観測可。 ACAのうち、連続波観測が出来るスケールを調べる方法 Angular resolution and maximum angular scales for continuum4 observations using the allowed 12-m Array & ACA combinations (Proposers Guide Table A4) たとえば、周波数 345GHzの観測をする。空間分解能は0.4”を要求する。 つまり、13”までは連続波観測が出来る(7m array + 12m arrayで事足りる)。 近傍銀河 2012/6/28

55 Shadowing Shadowing fraction vs. Declination for the two most compact configurations of the 12-m Array and for the 7-m Array with a track duration of 2 hours (±1h HA). ALMA is located at latitude = 23.029°, longitude = 67.755°. Targets as far north as declination +40°, corresponding to a maximum source elevation at Chajnantor of ~25°, can in principle be observed from the ALMA site, but shadowing by adjacent antennas becomes an increasing problem at low elevations. The imaging capability, as well as the time on source, will necessarily be limited for such northern sources. Shadowing depends on the antenna configuration. Given the short baselines in the ACA configuration, sources with declinations less than −60° or greater than +20° will be subject to significant shadowing. For the 12-meter array, shadowing becomes significant (> 5 %) in the most compact configuration for sources with declination lower than −75° or higher than +25°. Taurus: 4h40, 25deg Lupus 15h40 –34deg Ophiuchus 16h -23deg Orion 5h30 -5deg Chameleon 11h -77deg M31 d =41deg M51 d =47deg Cha. d= -75eg Orion d= -5eg SMC d= -72deg Oph. d= -23eg M33 d =30deg LMC d= -69deg Lupus d= -34eg M83 d= -29deg M100 d=15deg Taurus d= 24eg 近傍銀河 2012/6/28

56 Review Process プロポーザルは、5つのCategoriesに分けられる。
各Categoryに設置されるReview Panelで科学的審査される。 ※各Categoryには 2つ程度のReview Panel(６名程度)が作られる。 High priority proposalになる可能性が高いものは技術審査を受け、観測実現不可なProposalを除く。 全プロポーザルで採点の高い順からHigh priority proposalを採択する。 　ただし、以下の割合となるようにされる。 22.5% for East Asia (EA); 33.75% for Europe (EU); 33.75% for North America (NA); 10% for Chile. Review Panelによる審査は10月-11月に行われる予定である。 近傍銀河 2012/6/28

57 Cycle 0の経験より 112件/919件が採択 (９倍と言う倍率） Conservativeな提案が多く採択
112件/919件が採択　(９倍と言う倍率） Conservativeな提案が多く採択 観測実施に苦労しCycle0は５ヶ月延長 　特にBand 9 の観測実施は特に困難 Cycle0 プロポーザル審査 ”傾向” Cycle0の限られた時間/装置で確実に成果の出る提案 (研究実績、接点、継続） ALMAでなければならない観測提案（SMAなどでできるものは低評価） 上記の背景、審査員の得意・不得意により採択分野に偏りがあったカテゴリーが存在した。 審査参加者からのインタビュー 　2週間程度で一人80件以上のプロポーザルを審査する。よって、 何をしたいのか、観測の位置づけ、戦略を論理的に簡潔に訴えて欲しい 図などを有効に使い、しっかりした印象を残すようにして欲しい。 たくさん詰め込むと読みづらい 早めに準備し”プロポーザルとしての完成度”を上げて欲しい(惜しいものが多数） 英語の問題よりも、内容が問題だった。 理論や類推などを元にしてXXが見えれば大発見的な論理だけでは弱い。さらに一歩、XXが見えなかった場合でも論文になるような意義を書くと強い。 近傍銀河 2012/6/28

58 Summary of Cycle1 Capablity
Call for Proposal is scheduled the end of May. Proposal submission deadline is scheduled 12th of July. Total observation time of 12m main array is 800hours. Compared with Cycle0, The sensitivity: x The maximum spatial resolution: x 2.5 (1.2" - ACA is available. Summary of Most Extended Configuration Lmax= 1km ( )<=Most Compact Lmax=160m Band Frequency (GHz) Angular Resolution Maximum Scale Flux *1 (mJy) Tb *2 (K) Field of View 3 100 0.57” (3.7”) 8.6” (25”) 0.06 2.4 (0.056) 62” 6 230 0.25” (1.6”) 3.7” (11”) 0.09 1.9 (0.047) 27” 7 345 0.16” (1.1”) 2.5” (7.1”) 0.15 2.9 (0.062) 18” 9 670 0.08” (0.55”) 1.3” (3.6”) 1.10 16 (0.35) 9” 1: 5 sigma continuum sensitivity (Bandwidth=8GHz) for 1hr 2: 3 sigma line sensitivity for 1 hr (1 km/s) 近傍銀河 2012/6/28

59 近傍銀河 2012/6/28

60 以下、資料 Materials 近傍銀河 2012/6/28

61 ALMAによるサイエンス例 近傍銀河 2012/6/28

62 The narrow dust ring around Fomalhaut (Boley +12, Cycle0 paper)
Optical images trace micron-sized grains, which are strongly affected by stellar radiation. Radio continuum trace millimeter-sized grains, which trace parent bodies. => ALMA high spatial resolution observation. © ALMA (ESO/NAOJ/NRAO). Visible image: the NASA/ESA (HST) ALMA obs. Suggest that debris confined by shepherd planets is the most consistent with the ring’s morphology. 近傍銀河 2012/6/28

63 Distributions of Deuterated Molecules in TW Hya Protoplanetary Disk (Oberg +12, science verification) integrated intensity, intensity weighted velocity field, TW Hya is neayby protoplanetary disk (d=50pc).This is HCO+(4-3) maps from TW Hya, with white continuum contours at 3 and 100 sigma (CASA home page). ALMA (SV band6) SMA (Qi et al. 2008) 近傍銀河 2012/6/28

64 [CII]158um emission at z=5 (Wagg+12, science verification)
[CII] line detection in a pair of gas-rich galaxies L[CII] = 10.0 x 109 L⊙ L[CII] = 6.5 x 109 L⊙ [CII]-to-FIR ratio ~ 0.1 – 1% The total observing time 25 min (on-source) 20h SMA simeq 3 sigma (Iono + 06) Follow up observation of K.Ohta +96, Iono +06 20h SMA obs. => only 3 sigma (Iono + 06) 近傍銀河 2012/6/28

65 [NII]205um emission at z=5 (Nagao+12, cycle 0 paper)
The first measurement of the [NII]/[CII] flux ratio in high-z galaxies (SMGs are chemically evolved) Total observing time 3.6hrs 近傍銀河 2012/6/28

66 近傍銀河 2012/6/28