instrumentaciÓn astronÓmica

INSTRUMENTACIÓNASTRONÓMICA

Raúl Sevilla GonzálezTécnicas 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

FocoOcular

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 = πD2/4

• Relación focal– D / F = ratio f/ratio

• Magnitud límite– mlim = 16 + 5 log D(m)

• Aumentos ≠ Resolución– G = Ftelescopio / focular

Resolución: ejemplo

Baja resolución Alta resolución

Sensibilidad: ejemplo

Pequeño diámetro Gran 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 = 150 - 250 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

DeclinaciónPN

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

RadiotelescopiosUn 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

llegadohan que fotones#

detectados fotones#QE

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 NADU [0, 65535]

- Introduce BIAS para evitar NADU < 0

- Amplifica la señal eléctrica, Ganancia

- Introduce un ruido de lectura

NADU=Ne/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 obtenida Dark

Flat Field Imagen corregida

Correción de CCD: Viñeteo y Fringing

Flat Field

Límites de operación

• Capacidad de carga por pozo (Ne-) 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

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 RI

VIS