INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA Raúl Sevilla González Técnicas Experimentales IV: Astrofísica Febrero 2006.

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1 INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA Raúl Sevilla González Técnicas Experimentales IV: Astrofísica Febrero 2006

2 Resumen Introducción Telescopios Detectores Filtros Parámetros de un telescopio Clases de telescopios Monturas Radiotelescopios y satélites Cámaras CCD (fotometría) Espectrógrafos (Espectoscopía) Sistema de filtros de Johnson

3 Introducción Objetivo: analizar la información que recibimos de diversas fuentes celestes a partir de la luz que recibimos Resolución: Espectral: distinguir fotones de distinta frecuencia. Espacial: distinguir fotones provenientes de diferentes puntos del espacio Temporal: distinguir fotones que llegan en diferentes momentos

4 TELESCOPIOS

5 Sistemas ópticos f Eje óptico Distancia focal Objetivo Foco Ocular Distancia ocular

6 Sistemas ópticos 

7 Parámetros de un telescopio Resolución: detalles => ángulos –Difracción: R = 1.22 λ /D ~ 0.02” –Atmósfera: R ~ 1” (seeing) Sensibilidad: capacidad colectora –C = π D 2 /4 Relación focal –D / F = ratio  f/ratio Magnitud límite –m lim = 16 + 5 log D(m) Aumentos ≠ Resolución –G = F telescopio / f ocular

8 Resolución: ejemplo Baja resoluciónAlta resolución

9 Sensibilidad: ejemplo Pequeño diámetroGran diámetro

10 Clases de telescopios Refractor: –Alineamiento estable –Poco mantenimiento –Robustos frente a corrientes de aire y temperatura Reflector: –No sufren de aberración cromática –Mayor sujección del espejo, mayor tamaño –Más baratos de construir Refractor: –Sufren de aberración cromática –Dificil de construir la lente sin imperfecciones –Muy pesados Reflector: –Se desalinea fácilmente –Necesita más mantenimiento Ventajas Inconvenientes

11 Reflectores: tipos Foco (espejos) - Primario - Newton - Cassegrain - Coudé, Nasmyth - Schmidt-Cassegrain Tubo - Abierto - Cerrado

12 Mayor refractor astronómico Yerkes, Chicago D = 1 m –Límite tecnológico F = 19.5 m –Grandes flexiones 25 m 1m

13 Mayor reflector astronómico Keck, Mauna Kea, Hawaii D = 10 m F = 150 - 250 m –Interferometría –Espejo teselado –Óptica adaptativa

14 Espejos teselados: GTC

15 Monturas Soporta el sistema óptico Absorbe vibraciones Giro en dos ejes perpendiculares Apuntado preciso Motores => seguimiento

16 Montura altacimutal Ejes: altura y azimut Muy estable => grandes telescopios Seguimiento: computadora y dos motores

17 Declinación PN Polar Montura ecuatorial Ejes: Ascensión recta (polar) y declinación Más compleja y voluminosa Seguimiento: eje de AR con velocidad fija

18 Telescopio Celestron 11” Schmidt-Cassegrain Diámetro: 28 cm Focal: 280 cm Razón focal: f/10 Montura: ecuatorial Alineamiento manual con la polar

19 Telescopio Meade 12” Schmidt-Cassegrain Diámetro: 31 cm Focal: 305 cm Razón focal: f/10 Montura: altazimutal GPS => alineamiento automático

20 Telescopio Jerónimo Muñoz Estructura abierta Diámetro: 51 cm Foco Newton: f/5 Foco Coudé: f/22 Montura: ecuatorial Actualmente en reparación

21 Radiotelescopios

22 Un fotón λ no puede “atravesar” una superficie cuya distancia característica sea mucho menor que λ En óptico, los fotones SÍ atraviesan la antena En radio, se reflejan

23 Radiotelescopios Antena parabólica Detector Receptor

24 Satélites

25 Seeing

26 Seeing: ejemplo

27 DETECTORES

28 Parámetros fundamentales Sensibilidad Eficiencia cuántica Ganancia Ruido medida de la calidad de la medida g = factor de amplificación de la señal Capacidad de medir objetos muy débiles

29 Parámetros fundamentales Linealidad Rango dinámico doble # fotones  doble señal de salida rango de frecuencias en el que puedo utilizar el detector

30 Cámaras CCD CCD: Charged Coupled Device Matriz de fotodiodos de silicio (pixeles: 4000 x 4000) Fotoexcitación: ħω  e - + h + –Se almacenan los fotoelectrones 3 electrodos por pixel Eficiencia cuántica  80 % Alto rango de linealidad Campo pequeño, se suelen poner en mosaicos

31 Pixel

32 Transferencia de carga

33 Lectura de CCD Transferencia de carga por columnas Conversión digital de la señal: - Analog to Digital Units (ADU = cuentas) - Conversor A/D 16 bits  N ADU  [0, 65535] - Introduce BIAS para evitar N ADU < 0 - Amplifica la señal eléctrica, Ganancia - Introduce un ruido de lectura N ADU =N e /g + bias

34 Correciones de CCD Señal base  Bias Corriente de oscuridad  DARK Diferencia espacial de sensibilidad  FLAT FIELD Defectos cosméticos (pixeles calientes, fríos, …) Inhomogeneidad de enfriamiento  Viñeteo (FF) Rayos cósmicos Desbordamiento de carga  Blooming Tensiones del telescopio  Fringing

35 Correccion de CCD Imagen obtenidaDark Flat Field Imagen corregida

36 Correción de CCD: Viñeteo y Fringing Flat Field

37 Límites de operación Capacidad de carga por pozo (N e- ) limitada –Saturación del pozo: llenado hasta el máximo –Desbordamiento de carga a píxeles vecinos Conversor A/D tiene un máximo valor de salida –Saturación del conversor: píxeles con valor máximo de ADUs (e.g. 65535) Posible régimen no lineal con carga elevada –La situación más desfavorable

38 CCD SBIG ST-8XE Chip Kodak de 1530 × 1020 píxeles de 9 μm Criostato: efecto Peltier, ΔT = -20 ºC Ruido de lectura: 15 e - Ruido térmico: 60 e - /minuto (T = 0ºC) Conversor A/D de 16 bits [0,65535] Antiblooming Lectura en pocos segundos y transferencia USB

39 CCD SBIG ST-8XE

40 ST-8XE: Eficiencia cuántica

41 Espectrógrafos Pretendemos hacer un estudio detallado de la luz en función de λ, no tan sólo cuantificar la luminosidad Dispersión de la luz Fuente Detector

42 Espectros

43 Espectrógrafo SBIG SGS

44 FILTROS

45 Espectro electromagnético

46 Sistema de filtros Johnson U B V R I VIS