Paola  Andreani,  Edwin  Retana-‐Montenegro,Zhi-‐Yu  Zhang,  Padelis Papadopoulos,  Chentao Yang,  Simona  Vegetti

Paola  AndreaniAPEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3

Gravitational  Lenses

Paola  Andreani

HATLAS SDP FIELD

Negrello et  al.,  2007,  2010

Gravitational  Lenses

Paola  Andreani

HATLAS SDP FIELD

Canalog+,  2015

Keck  K-‐band

Ma+,2015Keck  K-‐band  +  IRAC  

A zoomed view on G12v2.43

Paola  Andreani

11h35m20s24s28s32s

RA (J2000)

4800000

4700000

4600000

4500000

�1�4400000

Dec

(J20

00)

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3

Paola  AndreaniAPEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐311h45m40s46m00s20s40s47m00s20s

RA (J2000)

2400000

1800000

1200000

�0�0600000

+0�0000000

Dec

(J20

00)

Zooming into G12v2.30

H2O1mm

13h29m30s30m00s30s31m00s

RA (J2000)

+24�4800000

5400000

+25�0000000

0600000

1200000

Dec

(J20

00)

Zooming into NBv1.78

Paola  AndreaniAPEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3

H2O1mm

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3 Paola  Andreani

• 3P  fine  structure  [CI]  lines  • @  492.2  and  809.3  GHz  • nc ~  500  and  103 cm-‐3  • Optical  thin

• well  mixed  with  all  the  CO-‐rich  H2 à a  good  H2 bulk  mass  tracer  (Papadopoulos  et  al.  2004)

• positive  K  correction  at  high  z's  over  the  low-‐J  CO  lines  • Trace  the  CO  invisible  H2 gas  where  Cosmic  Rays  from  SN  destroy  CO  and  leave  behind  C  (Bisbas et  al.  2015)  • less  affected  by  the  CMB  effect

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3 Paola  Andreani

• 3P  fine  structure  [CI]  lines  • @  492.2  and  809.3  GHz  • nc ~  500  and  103 cm-‐3  • Optical  thin

• well  mixed  with  all  the  CO-‐rich  H2 à a  good  H2 bulk  mass  tracer  (Papadopoulos  et  al.  2004)

• positive  K  correction  at  high  z's  over  the  low-‐J  CO  lines  • Trace  the  CO  invisible  H2 gas  where  Cosmic  Rays  from  SN  destroy  CO  and  leave  behind  C  (Bisbas et  al.  2015)  • less  affected  by  the  CMB  effect

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3 Paola  Andreani

Zhang  et  al.,  2016

• ISM  energy  supply  :  few  CO  lines  (high-‐J  CO  lines  as  CO  7-‐6,  and  low-‐J  ones  like  CO  1-‐0,  2-‐1)• Comparison  CO  J=7-‐6  luminosity  vs  CO  1=1-‐0  or  vs  CI(1-‐0)  CI(2-‐1)• insights  on  whether  FUV-‐photons  from  SF  regions  power  the  molecular  gas• whether  other,  more  powerful  and  global  heating  mechanisms  of  H2 are  needed  (Cosmic  rays  and/or  strong  turbulence).  

• CO(7-‐6)/CI(2-‐1)  ratio  àMdense,warm(H2)/M_total(H2)  tracer• Caveats:    CI  2-‐1  (or  CI  1-‐0)  to  be  calibrated  as  H2 global  mass  tracers

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3 Paola  Andreani

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3 Paola  Andreani

G12v2.30H-ATLAS  J114637.9−001132z= 3.2592

NBv1.78H-ATLAS J133008.4+245900z=3.1112

G12v2.43 (H-ATLAS J113526.3−014605Z=3.1276)

Paola  AndreaniAPEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3

0

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10

11

12

13

0 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50CO76/CO10

Count

G12v2.30

NBv1.78

G12v2.43

Mrk1014IRAS03521IRAS03158Mrk231M82

Mrk273,  Arp193,  Arp220NGC1266,  NGC253,  NGC24NGC1614,  IRASF01417

IC1623MGC-‐03-‐04ESO244

NGC1068MGC+12IC10,  NGC232

NGC828NGC891NGC23

detectionsupper  limitsLenses  z~3

6.2:  MW:  Centre

infer  the  global  excitation  drivers  of  the  ISM  in  lenses

Lenses  stand  in  a  non-‐FUV  territory

CO(7-‐6)CO(1-‐0)

Paola  AndreaniAPEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3Data  from  Kamenetzky et  al.,  2014;  Israel  et  al.  2015

SDP.9

SMGs

02

4

6

8

10

12

14

16

18

20

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12CO76/CI21

Count

G12v2.30

G12v2.43

MCG+12

M82,  Mrk231,  Mrk273,  Arp220NGC253,  IRASF01417,  NGC0958NGC1614,  NGC1614

NGC1377,  UGC02608,  UGC03094UGC02238,  NGC891,  NGC8773C84,  ESO353,  ESO420,  NGC1961NGC1068,  NGC1482,  NGC1052

NGC1222,  MCG-‐02,  IC10,  Mrk1014UGC01845,  Arp193,  NGC23,  I-‐Zw-‐1NGC232,  NGC4051,  NGC0695,  NGC1572

Cen  ANGC1097NGC205

detectionsupper  limitslenses  z~3

M  17

NBv1.78

CO(7-‐6)CI(2-‐1)

Paola  AndreaniAPEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐30.9:  MW:  Centre

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3 Paola  Andreani

Atomic  C  column  density

CO  column  density

Constant  flux  ratio  CO(7-‐6)/CI(2-‐1)

Tk =  25  Klog(nc)  =  4.5  cm-3

Israel+,  2015

[CI]  emission  arises  from  a  dense  and  warm  gas,~10-‐20%  of  the  C  in  gas  phase

0

2

4

6

8

10

12

14

16

18

-6.5 -6.0 -5.5 -5.0 -4.5 -4.0 -3.5 -3.0 -2.5LCO76/LFIR

Count

G12v2.43

G12v2.30NBv1.78

L  CO(7-‐6)  (L  ⦿)  /  L  (FIR)  (L  ⦿)

NGC1097

NGC891Cen  A

UGC02238UGC02608UGC030094

NGC1222NGC1377

Arp220NGC1056NGC23

NGC1266

M82NGC4051Mrk231Mrk2733C84NGC253NGC232IRAS03158NGC1068

NGC1572Arp193ESO353

LCO(7-‐6)L(FIR)

Paola  AndreaniAPEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3 Paola  Andreani

Rosenberg  et  al.,  2015

A  single  component  theoretical  PDR  modelcannot  match  these  flat  SLED  shapes

Additional  heating  mechanism  necessaryto  explain  the  observed  molecular  emission

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3 Paola  Andreani

Rosenberg  et  al.,  2015

A  single  component  theoretical  PDR  modelcannot  match  these  flat  SLED  shapes

Additional  heating  mechanism  necessaryto  explain  the  observed  molecular  emission

Oteo et  al.,  2017

• 3  lensed  z~3  galaxies  observed  and  detected  with  APEX/SEPIA  5• CO(7-‐6)  has  been  detected  in  all  3  objects• CI[2-‐1]  in  2  out  of  3

• The  analysis  of  the  ratios  CO(7-‐6)/CI[2-‐1],  CO(7-‐6)/CO(1-‐0)  and  CO(7-‐6)/L(FIR)  shows:• These  3  objects  locate  far  away  from  FUV  dominated  excitation  and  other  excitation  mechanism  need  to  be  acting.

• Differential  lensing  magnification  needs  to  be  investigated  if  the  distribution  of  the  warm  and  cold  dust  is  different

• Consequences• If  strong  turbulence  and/or  high  CR  energy  densities  responsible  for  the  large  amounts  of  very  warm  and  dense  gas  initial  conditions  of  SF  may  change.

• the  wide  range  of  average  ISM  conditions  will  strongly  impact  the  so-‐called  Xcofactor and  the  determination  of  the  amount  of  molecular  gas

APEX  Band5,  ESO,  Feb  1-‐3 Paola  Andreani