Future  Canadian  Prospects  in  the  Galac4c  Neutral  Atomic  Medium  

Jeroen  S4l  Department  of  Physics  and  Astronomy  

The  University  of  Calgary  

VGPS  

CGPS  

Why  Galac4c  HI?  

 •  It’s  (almost)  everywhere  •  Most  of  the  mass  of  the  ISM  •  Two  orders  of  magnitude  in  temperature  and  density  •  Sub-­‐parsec  scale  structure  (10”                0.1  pc  @  2  kpc)  •  Physics  that  cannot  be  addressed  in  extragalac4c  work  (opacity,  spin  temperature,  phases)  

•  Tracer  for  interstellar  ex4nc4on  

Movie  credit:  J.  Peek,  GALFA  consor4um  

Cold  HI  Con4nuum  Absorp4on  

Instrumenta4on:  High  angular  resolu4on  (<  10”)  ngVLA  strength  Modest  UV  coverage  No  short  spacings  required,  unless  structure  in  HI  in  front  of  extended  sources  (Leahy  &  Ranasinghe)  

Astrophysics:  Ø  Galac4c  distribu4on  and  opacity  of  

cold  HI  Ø  Tracer  of  spiral  arms  Ø  Kinema4c  distances  of  Galac4c  

con4nuum  sources  (HII  regions,  SNRs)  

Point  source  sensi4vity  propor4onal  to  third  power  of  angular  resolu4on.  

CO  

Average  “off”  spectrum  

“on”    spectrum  

Cold  HI  HI  Self  Absorp4on  (HISA)  

Instrumenta4on:  Wide  range  of  spa4al  scales      Short  spacings  required  Complete  UV  coverage  with  0.2  K  sensi4vity  on  baselines  up  to  ~  5  km.  

Astrophysics:  Ø  Structure  of  cold  HI  clouds  Ø  Transi4on  state  to  or  from  molecular  gas  Ø  Resolve  near/far  ambiguity  in  kinema4c  

distances  of  molecular  clouds    Ø  Rela4on  to  cold  dust,  molecular  

filaments  (0.1  pc  scale  requires  ~  10”  resolu4on  at  few  kpc)    

“Arch  of  Darkness”,  Knee  &  Brunt  (2001)  Nat,  412,  308  

S.  Gibson  

Instrumenta4on:  µG  field  detectable  in  emission  with  DRAO  26m  telescope  in  a  few  hours  Single  dish  or  interferometer.  No  short  spacings  necessary?  Polariza4on  purity  in  Stokes  V  and  stray  radia4on  (single  dish).  Beam  squint  problem  in  JVLA  because  of  off-­‐axis  feeds.  

Astrophysics:  Ø  Local  strength  of    (line  of  sight  

component  of)  magne4c  field.  Ø  Similar  magne4c  field  strength  in  

cold  and  warm  HI?  Ø  Magne4c  field  in  IVC/HVC  Ø  Rela4on  to  molecular  filaments?  Ø  Absorp4on  or  emission  

McClure-­‐Griffiths  et  al.  (2006),  Clark  et  al.  (2014)  

Troland  et  al.  (2016)  from  absorp4on  against  M42  (one  of  2  velocity  components)  

Magne4sm  Zeeman  effect,  filaments  

Stellar  polariza4on   Fiber  structure  

Also:  Van  Eck  et  al.  (2016)  

Not  just  21  cm  Radio  Recombina4on  Lines  of  C+  (CRRL)  

Astrophysics:  Ø  C+  can  exist  where  H  is  neutral  Ø  Main  source  of  cooling  in  HI  regions  

in  crucial  temperature  and  density  range,  T  <  100  K,  AV  =  1-­‐5  mag.  

Ø  CRRL  probe  electron  temperature,  density,  and  line-­‐of-­‐sight  depth.  

 Detec4on  of  cold  HI  independent  of  background  illumina4on      Instrumenta4on:  Low-­‐frequency  interferometer  

For  example:  C272α  at  327  MHz  C441α  and  C555β  at  76  MHz  C575α  at  34.5  MHz  Roshi  &  Kantharia  (2013)  

Stellar  Feedback  Astrophysics:  Ø  Stellar  wind  bubbles,  SNRs,  Superbubbles  Ø  Broad  wings  of  HI  spectra  Ø  Disk-­‐halo  interface  Ø  Mechanical  energy  input  over  life  4me  of  a  

star  cluster  Ø  Condi4ons  for  ouqlow  into  the  halo    

Image  credit:  Jayanne  English  et  al.  Normandeau  et  al.  (1996),  Nat  380,  687  

Instrumenta4on:  Wide  range  of  spa4al  scales  +  short  spacings  Good  signal  to  noise  and  dynamic  range  Complete  UV  coverage  

S4l  &  Irwin  (2001)   VGPS  

Galac4c  Halo  

Blagrave  et  al.  (2017),  DRAO  ST  

Astrophysics:  Ø  Dynamics  of  halo  gas  Ø  Structure  and  kinema4cs  of  intermediate-­‐

velocity  and  high-­‐velocity  clouds  Ø  Interac4on  of  disk  with  infalling  gas    Instrumenta4on:  Wide  range  of  spa4al  scales  +  short  spacings  Good  signal  to  noise  and  dynamic  range  Complete  UV  coverage  Beware  stray  radia4on  from  bright  Galac4c  plane  in  single  dish  surveys.      

NASA/ESA/Levay/STScI,  Saxton/Lockman/NRAO/AUI/NSF/Mellinger  

LMC/SMC/Magellanic  Stream  

Astrophysics:  Ø  Bird’s  eye  view  of  stellar  feedback  on  ISM  in  best  

possible  detail.  Ø  Structure  and  rela4on  to  other  phases  of  the  ISM  

in  a  low-­‐metallicity  environment.  Ø  Dynamics  of  accre4on  of  maser  on  galaxies  

Bart  Wakker  

Kim  et  al./CSIRO  

Instrumenta4on:  SKA.  Match  angular  resolu4on  and  spa4al  dynamic  range  of  op4cal/IR  surveys    

Conclusions  Galac4c  HI  and  other  spectral  lines  probing  the  neutral  atomic  medium  are  essen4al  for  detailed  observa4on  of  many  astrophysical  phenomena  

–  Stellar  wind  bubbles  and  Supernova  remnants  –  Magne4sm  –  Molecular  cloud  forma4on  and  phase  transi4ons  in  the  ISM  –  Disk-­‐halo  connec4on,  dynamics  of  halo  gas    

•  Significant  progress  with  15”  resolu4on,  good  spa4al  and  intensity  dynamic  range  

•  Many  (not  all)  applica4ons  require  a  50  -­‐  100  m  single  dish  to  fill  short  spacings  (Baseline  <  15m):  Arecibo,  FAST,  GBT,  Parkes,  ….  

•  Most  applica4ons  do  not  require  full  sky  coverage  •  Loca4on:  LMC/SMC  favor  SKA  (but  M31  favors  ngVLA)  •  Circular  polariza4on  capability  for  Zeeman  effect    

Check  out  the  THOR  survey,  JVLA  18”  resolu4on  HI  in  first  quadrant  (JVLA  C-­‐array  +  VGPS)