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

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

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

TELESCOPIOS

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

Sistemas ópticos 

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 = log D(m) Aumentos ≠ Resolución –G = F telescopio / f ocular

Resolución: ejemplo Baja resoluciónAlta resolución

Sensibilidad: ejemplo Pequeño diámetroGran diámetro

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

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

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

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

Espejos teselados: GTC

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

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

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

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

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

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

Radiotelescopios

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

Radiotelescopios Antena parabólica Detector Receptor

Satélites

Seeing

Seeing: ejemplo

DETECTORES

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

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

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

Pixel

Transferencia de carga

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

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

Correccion de CCD Imagen obtenidaDark Flat Field Imagen corregida

Correción de CCD: Viñeteo y Fringing Flat Field

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 ) Posible régimen no lineal con carga elevada –La situación más desfavorable

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

CCD SBIG ST-8XE

ST-8XE: Eficiencia cuántica

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

Espectros

Espectrógrafo SBIG SGS

FILTROS

Espectro electromagnético

Sistema de filtros Johnson U B V R I VIS