RESUMENES RECIBIDOS
La observación en ondas milimétricas, con telescopios de mediana apertura (8 a 15 m), permite tener resoluciones angulares de 80" a 40" para la frecuencia de la transición 12CO(J=1®0) y de 40" a 20" para la de la transición 12CO(J=2®1). Estas resoluciones angulares hacen posible resolver galaxias con diámetros mayores que 3' y obtener mapas de distribución del gas molecular. Con galaxias con diámetros del orden o menores que el del haz de antena se pueden obtener sus perfiles globales. Si la antena está ubicada en El Leoncito (latitud -330), el número de galaxias de tipo Sc a Irr, a declinaciones entre -630 y -30 (o sea a menos de 300 de esa latitud), con diámetros mayores de 3' es 155 y con diámetros mayores de 1', 1060.
Los objetivos científicos de observaciones de líneas y en el continuo serían los siguientes:
Líneas: Las líneas más utilizadas para el estudio de las galaxias son las transiciones entre niveles rotacionales de diferentes variedades isotópicas del CO por ser la molécula más abundante y, por lo tanto, más fácilmente detectable. El mapeo de la galaxia en estas líneas permite determinar las características cinemáticas de la misma así como la distribución del gas molecular y sus grados de excitación en relación a su posición en la galaxia. Para completar el mapa de una galaxia se requiere por lo menos un turno de una semana. Los perfiles globales de galaxias con diámetros del orden del haz de antena proveen parámetros integrales que permiten estudiar la correlación del gas molecular entre los diversos tipos de galaxias y en diversas condiciones.
Continuo: Provee información sobre la emisión del polvo, principalmente el polvo frío, a cuya emisión el IRAS ha sido relativamente insensible. La cantidad total de polvo se puede estimar mejor si se combina la emisión varias bandas (FIR, milimétrico, submilimétrico). Como en el caso de la observación de líneas también aquí se puede distinguir entre galaxias resueltas y no resueltas por el haz de antena.
A number of results on spiral galaxies that have been published in recent years, based on CO observations of spiral galaxies, are reviewed. These include the determination of the mass content in the form of hydrogen molecules (with its implication on the question of the dark matter mass), rotation curves, arm to inter-arm contrast, velocity perturbations due to the arms, the existence of a central mass excess, etc. These observations are essential to reach a better understanding of the spiral structure theory. It is important to compare the predicted co-rotation radius and position of Lindblad's resonances, based on rotation curve, with observed ones. Mapping CO (J=2-1) in spiral galaxies with dimensions over one arc minute, with a 12m radiotelescope, is a niche of research that willnot be done by an interferometer like ALMA. To be competitive, and to be able to map areas of several square arc-minutes with a resolution of about 20 arc-seconds, it is essential to have a multiple beam system.
The idea of a 5x5 horn array is shortly discussed.
We briefly dicuss the potential of sub-mm and mm observations as a diagnosis tool for the inner jet region in quasars. Multifrequency and polarimetric observations of the continuum emission of blazars can provide information on the formation epochs of strong shocks at the base of the relativistic jets presented by these sources as well as indications of the magnetic field orientation. This information can be used, along with VLBI data, to test models for the central engine.
1.VLBI
Embora uma antena single dish em ondas mm e sub-mm possa oferecer numerosa aplicaçao em objetos de baixa temperatura como nuvens moleculares e proto-estrelas, talvez a perspectiva mais estimulante e de maior impacto resida em observaçoes de VLBI mm e sub-mm. Um telescópio em El Leoncito poderia ser usado como elemento de uma rede que incluiria o SEST e ALMA. VLBI mm e sub-mm vem se consolidando ao longo dos anos, e El Leoncito juntamente com SEST e ALMA e já contando com a tecnologia de Mark IV formaria um equipamento a muito esperado para VLBI nesses comprimentos de onda. Leoncito proporcionaria uma linha de base de 300 km o que resultaria numa resolução de 1 mas a 0.3 mas, correspondentes a comprimentos de onda de 1 mm (300 GHz) e 0.38 mm (800 GHz), uma resolução comparável com a de VLBI intercontinental em 8 GHz.
O alvo para observaçõees de VLBI seriam núcleos ativos de galáxias, ou mesmo discos de estrelas. A investigaçao de núcleos ativos de galáxias, penetrando em regiões concernente ao próprio núcleo, onde cenários descritos através de modelos de sistema binário de buracos negros supermassivos poderiam ser diretamente observados.
Essas regiões muito próximas do núcleo, a parte mais interna do jato, são também palco de surgimento de estruturas em expansão relativística em estágio inicial de componentes superluminais.
2. Single Dish
Só para não deixar de mencionar, abaixo está enumerado uma lista de objetos que poderiam ser observados como single dish, praticamente trabalhos de survey e mapeamentos. Todos esses objetos poderiam ser observados (de preferência antena de12 metros) tanto no contínuo (múltiplas frequências) como em linhas com grande gama de aplicaçao astrofísica.
1 - observações e surveys de estrelas da pre-sequencia principal envelopes de estrelas evoluídas, rádio estrelas, regiões HII (compactas e extensas) nuvens moleculares (galácticas e associados com quasares)
2 - variabilidade temporal e espectral de núcleo de galáxias ativas e quasares
3 - fontes de grande interesse do Hemisfério Sul como Centaurus A, Centro Galáctico, Eta Carina, Nuvens de Magalhães, regiões de formação de estrelas de baixa massa como Ophiuchus, Chamaleon, Lupus e Corona Australis.
We discuss, based on the work by Smith et al. (A&A 347, 92, 1998), the possibility of carrying out mm and sub-mm single dish observations of gamma-ray bursts counterparts. The mm wavelengths are important to 1) determine the radio to mm flux and see if it agrees with existing models, 2) discover whether there are any breaks in the spectrum from optical to mm bands, 3) determine the evolution of the mm flux, and 4) look for a quiescent source, a dusty star-forming galaxy at high redshift?, possibly the gamma-ray burst host. The forthcoming gamma-ray satellites, like HETE-2 and Swift, will make precise positional measurements and will provide a unique opportunity to carry out such an observational program.
H and He recombination lines are powerful tools to study the physical properties of star forming regions. Under LTE conditions, the radio of line to continuum luminosities in the optically thin spectral region provide a reliable measure of the kinetic temperature. However, NLTE conditions modify the population of low quantum number states in high density regions, increasing significantly the line intensities for the same continuum luminosity. Therefore, recombination lines at millimeter wavelengths are very good tracers of young, compact HII regions.
Las estrellas de gran masa modifican en forma notable las características físicas y químicas que prevalecen en el medio interestelar que les rodea. Las principales causas de tal influencia son la enorme cantidad de fotones ionizantes que emiten, la elevada tasa de pérdida de masa que poseen, y su explosión final como supernova. A lo largo de su evolución dinámica, las ondas de choque producidas por los fenómenos mencionados pueden interactuar con nubes moleculares circundantes, y alterar en forma significativa las condiciones físicas y químicas prevalecientes en las mismas antes de que la interacción tuviese lugar. En esta comunicación se presentan, en forma sucinta, algunos proyectos de investigación que podrían llevarse a cabo mediante observaciones espectroscópicas multifrecuencia en las bandas mm y sub-mm del espectro.
Las estrellas WR y Of se caracterizan por su alta tasa de pérdida de masa (aproximadamente 10-5 Mo/yr). El material eyectado alcanza a pocos radios estelares una velocidad "terminal" de unos miles de km/s. La tasa de pérdida de masa es un parámetro fundamental para los modelos de evolución de estas estrellas, así como para los que intentan reproducir las líneas observadas en los rangos UV y óptico.
El material del viento produce un exceso de emisión en radio e IR. Wright & Barlow (1975) y Panagia & Felli (1975) modelaron esta emisión suponiendo que es radiación térmica (bremsstrahlung) de un gas ópticamente grueso. El modelo predice un índice espectral a ~ 0.6 para frecuencias de radio hasta IR, y permite calcular la tasa de pérdida de masa como función de la densidad de flujo observada. Sin embargo, observaciones en radio centimétrico han puesto en evidencia índices espectrales negativos. La radiación no-térmica puede explicarse como proveniente de electrones acelerados en shocks. Las tasas de pérdida de masa derivadas para las estrellas detectadas con índices < 0.6 son sólo cotas superiores.
En el rango milimétrico la contribución de radiación no-térmica puede despreciarse. Por esta razón, observaciones en radio milimétrico de los vientos de estrellas arrojan medidas precisas de tasas de pérdida de masa.
Existen unas 300 estrellas tempranas con fuertes vientos, de las cuales unas ~80 fueron detectadas en radio. Observaciones sistemáticas en frecuencias > 200 GHz hacia una gran muestra de este tipo de candidatos proveerán de valores de tasa de pérdida de masa y permitirán chequear los distintos modelos de evolución, línea y continuo existentes.
Los fuertes vientos estelares de estrellas de gran masa (O, Of y WR) interactúan con el material interestelar circundante originando burbujas interestelares que, en el rango óptico, se detectan como nebulosas anillo. Al presente se han encontrado nebulosas anillo ópticas asociadas a un 25-30% de las 227 estrellas Wolf-Rayet galácticas conocidas. Sin embargo, la distribución del material molecular vinculado a estas nebulosas se ha analizado al presente en un número muy reducido de casos.
A fin de conocer la distribución y cinemática del material interestelar asociado a las nebulosas proponemos llevar a cabo un relevamiento de las nebulosas anillo en líneas moleculares. Este estudio ayudará a comprender la dinámica y energética de las burbujas interestelares y contribuirá al conocimiento de las condiciones del medio interestelar anteriores a la explosion de SN. Particularmente interesante es el estudio de la interfase entre el material ionizado y molecular, donde, además de los frentes de ionización y de choque, se encuentran regiones en las que el material es fotodisociado por fotones energéticos (PDRs), y pueden darse las condiciones necesarias para la formación estelar.
El presente proyecto contempla observaciones de líneas de CO en 115, 230 y 345 GHz, que permitirán conocer la distribución del gas molecular asociado a las estructuras ópticas, así como observaciones de líneas moleculares con frecuencias entre 90 y 345 GHz (HCO+, H2CO, HCN, CS, CN, HC3N, HNCO, SO, SiO, etc.) sensibles a diferentes condiciones de excitación y densidades críticas en las PDRs. Este tipo de estudio es aplicable también a las nebulosas anillo asociadas a estrellas Of.
Teniendo en cuenta las dimensiones de las nebulosas anillo (en general menores que 20 minutos de arco), una antena de 12 m sería apropiada, obteniéndose resolución angular de 27 y 18 segundos de arco en 230 y 245 GHz, respectivamente. Se requiere para este proyecto un correlador que provea resolución en velocidad menor o igual a 0.2 km/s y ancho de banda instantáneo de 300-400 km/s. A fin de obtener ruidos rms ~0.1 K, la temperatura de los receptores debería ser ~100-150 K.
La expansión supersónica de una perturbación hidrodinámica genera una onda de choque impulsada por presión que al avanzar produce cambios profundos e irreversibles en todo el material circundante. Los choque más intensos en la Galaxia son aquellos generados tras las explosiones de supernovas. Los remanentes de supernovas (RSN) se constituyen así en el mejor laboratorio natural para el estudio de la interacción choque/medio gaseoso.
Por medio de observaciones en el rango milimétrico de restos de supernovas y el medio circundante se puede investigar una serie de aspectos que son fundamentales para comprender los mecanismos de interacción de ondas de choque con el medio interestelar y sus consecuencias, tanto sobre los RSN (apartamientos de simetría esférica, formación de estructuras filamentarias, identificación de sitios de aceleración de rayos cósmicos), como sobre las nubes circundantes (cambios químicos y físicos, fragmentación y formación de sub-estructuras autogravitantes).
En esta comunicación se discutirán varios problemas que pueden abordarse con resolución angular moderada a través del estudio de diferentes especies moleculares y diferentes transiciones en RSN galácticos y su entorno.
Se presentan los resultados de observaciones en H13CO+(1-0) y DCO+(2-1), realizadas con el SEST, de 9 núcleos densos del complejo molecular austral del Camaleón. Estos núcleos fueron previamente detectados en C18O por Mizuno et al. (1999, PASJ 51:859). Tres de estos núcleos se encuentran en la nube oscura del Camaleón I, región muy activa en la formación de estrellas de baja masa con alrededor de 200 objetos jóvenes de pre-secuencia principal conocidos. Otros cuatro núcleos pertenecen al Camaleón II, el cual presenta una tasa muy baja de formación estelar, con sólo una decena de estrellas jóvenes detectadas. Los restantes dos núcleos se encuentran en el Camaleón III, región desprovista de cualquier indicio de formación estelar. Se derivan y comparan las características físicas que presenta estos núcleos en los distintos trazadores.
Se utilizan estos resultados para explicar las marcadas diferencias en la eficiencia de formación estelar entre estas tres nubes oscuras del complejo molecular austral del Camaleón.
La emisión del Carbono neutro, en la transición hiperfina (3P1 -> 3P0) en 609 micrones (= 492.161 GHz), es originada fácilmente por medio de colisiones en un gas frio (T ³ 27 K) y con densidades críticas de ~103 cm^-3. Las observaciones a gran escala de esta línea muestran que la emisión se origina en regiones extendidas de nubes moleculares y no en las proximidades de las regiones de formación de estrellas masivas. Las teorías de las denominadas
Regiones Dominadas por Fotones (PDRs) predicen que esta emisión se origina en una delgada capa en la superficie de las nubes moleculares iluminadas por radiación UV. La distribución de la emisión del [CI] ha sido estudiada a pequeña escala en un cierto número de nubes moleculares. Sin embargo, las observaciones están limitadas en área y usualmente restringidas a regiones cercanas a las fuentes de ionización. Por lo tanto, existe un limitado conocimiento de las distribuciones típicas del [CI] y sus abundancias en regiones más extendidas de esas nubes moleculares.
Nuevas observaciones del [CI] permitirán realizar estudios con alta resolución espacial en las denominadas PDRs, en la dirección de: a) complejos de Nubes Moleculares de la Vía Láctea, Nubes de Magallanes y otras galaxias; b) nubes translúcidas en altas latitudes galácticas; c) regiones HII; etc.
In the last decade there has been a significant progress, both in the theoretical as well as in the observational aspects, regarding the study of the mechanisms acting during the formation of new stars out of the interestellar medium. Here, millimeter and submillimeter observations are of fundamental importance.
We propose observations (grid mappings) of the transitions 12CO (J=1-0), 13CO (J=1-0), complemented with measurements of CS (J=3-2) and HCN (J=1-0 hyperfine lines) at selected positions in nearby filamentary dark clouds. These observations are very useful for testing theoretical models regarding the evolution of young stellar objects of class 0 or I (e.g. their radial velocity field). A further aim is to find out if existing molecular outflows are able to disperse the molecular cloud embedding the protostellar objects. Here, the determination of the spatial variation of the profile shapes could be crucial. Considering the formation of low-mass stars, the required instrumental parameters for the proposed studies are the following:
a parabolic millimeter antenna with an angular resolution of about 1' (at 115 GHz), equipped with a single side band receiver with a total band width of nearly 80 MHz, a velocity resolution of about 0.1 km/s, and an rms noise of 0.05-0.1 K for integrations of a few minutes.
In addition, it would be very useful to complement these observations with photometric measurements of selected IR sources, which are located within the domain of observation, in bands of the near IR (e.g. J, H, K, and L) using the 2.15 m-mirror telescope of the CASLEO at El Leoncito.
Un sistema planetario nace de discos de polvo residuales luego de la formación de la estrella central. Estos sistemas llegan a su madurez cuando aparecen los planetas y otros objetos menores que, debido a su evolución colisional, generan un nuevo disco de polvo y residuos que se asemejan al cinturón de Kuiper de nuestro Sistema Solar.
Estos discos de segunda generación aparecen a distancias de ~50 UA y radían como un cuerpo negro con temperaturas de 60 - 100 K, emitiendo principalmente en longitudes de onda l ³ 40 - 50 m m, con flujos del orden de 10 mJy para l =450 m m. Como es de esperar que estos discos sean muy pequeños, es muy dificil detectarlos por medio de las técnicas coronográficas usuales pero es posible observarlos mediante mediciones de flujo en la región submilimétrica donde la emisión estaría dominada por el disco de polvo y no por la fotósfera de la estrella central. Por lo tanto, se propone un proyecto de búsqueda de discos de polvo mediante observaciones submilimétricas de estrellas de tipo solar que presentan compañeras subestelares.
We propose a front-end consisting in a large thermal far-IR detector array, with filters for the the 400 GHz (750(); 650 GHz (460() and 850 GHz (350() bands. The principal application will be directed to solar observations with high sensitivity (millisfu), high time resolution (< 10 ms) and high patial resolution (< 10 arcsec).
The detector will use array technology proposed for the FIRE (Flare InfraRed Experiment) payload ( Kaufmann et al. 1998). One possibility is to use a more advanced version of the originally conceived 245 x 325 pixel ferroelectric array produced by Texas Instrument (Hanson et al. 1992), with filters, optics and electronics developed by GSFC ( Deming & Kostiuk 1991, 1999). A new specific optical arrangement will be necessary to spread in space the multiple beams produced by the array on the cassegrain large dish, allowing the coverage of the whole solar disk, with the ability to record activity on particular areas at the same time.
The solar diagnostics in the proposed terahertz bands will extend the spectrum covered now by SST. It will explore the occurrence of rapid spikes and pulsations occurring in flares and/or in active centers, related to high energy acceleration processes, to waves, shocks, quakes or "thermal bombs" which may have close relationship with the coronal heating process.
The proposed experiment will have other applications in survey mapping of sources of astrophysical interest (dust, gas concentrations, etc).
Technology applications for the large dish are foreseen using the full Sun observation as a tool to get coarse and rapid antenna evaluation of tracking and pointing accuracies.
Observations of CO in comet 29P/SW1 were obtained with the SEST antenna in December 1996 when the comet was in its quiescent state. The shape of the lines remained remarkably constant for all positions of the telescope beam in the coma. Day-to-day nuclear output variations were small, probably less than half the monthly average production rate. The on-nucleus line presented the following characteristics: the line area is 0.04 K km /sec; there is a sunward-displaced velocity peak near -0.45 km /sec and a velocity skirt extends towards positive values, which indicates CO production on the night side. Assuming a spherical nucleus, we find that the velocity, an indicator of the surface temperature, decreases monotonically from the subsolar point to the terminator and is essentially constant over the night side. The CO production in the comet quiescent state is (1.8 +-0.1)e28 molecules /sec.
Roughly 75\% of the CO is released on the sunlit side of the nucleus. The outgassing pattern of SW1's nucleus in the quiescent state can be viewed as folllows: (1) the entire surface produces CO molecules at a low intensity level and, (2) the CO production is the highest in the subsolar region. These features imply that the surface is homogeneous at a small scale relative to the radius of the comet. Although, the nucleus can be viewed as a single source of coma materials, with an enhanced production where solar energy is deposited, the possible role of Halley-like active regions, if they exist, is unclear.
The Swedish-ESO Sub-millimetre Telescope is jointly operated by ESO and the Swedish National Facility for Radio Astronomy, Onsala Space Observatory, Chalmers University of Technology.