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Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM1

INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICAINSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA –– Máster Astrofísica Máster Astrofísica

Astronomía en el Astronomía en el infrarrojoinfrarrojo


ASTRONOMÍA EN EL INFRARROJO

• Ventanas de observación en el IR

• Detectores IR cercano

• Técnicas de observación

• Espectroscopía en el IR

• Misiones en el infrarrojo lejano

• Detectores

• Ciencia en el FIR


Ventanas de observación


IR óptico


Astronomía IR

1 – 5 μm IR cercano 740 – 3000 Estrellas frías5 – 25 μm IR medio 90 – 700 Planetas, cometas, polvo

25 – 350 μm IR lejano 10 – 90 Polvo frío, AGNs, nubes >350 μm Submilimétricas

visible n-IR Far-IR


IR cercano• ~1800 W. Herschel usa un termómetro para detectar “rayos caloríficos”

en el espectro solar

• 1961 Bolómetro de Germanio y Galio, Frank Low, fundador de “Infrared Labs”

• Ventanas atmosféricas en el nIR (Johnson 1962, ApJ 135, 69) :

Banda λc (μm) FWHM(μm) Brillo del cielo (mag/sqr arcsec)

J 1.25 0.30 16H 1.65 0.35K 2.20 0.40 11L 3.50 1.00M 4.80 0.60

λini λ finK’ 1.94 2.29 μmKs 2.00 2.39 μmK 2.08 2.43 μm

KK’

K & K’


Astronomía IR cercano

• ~1969 2μm Sky survey, G. Neugebauer, InSb, primeras fuentes IR celestes

• ~1985 Telescopios IR con los primeros detectores 2-D NICMOS3 de 256x256UKIRT 3.8m HawaiiIRTF 3m HawaiiTCS 1.5m Izaña

• 1990 Los telescopios ópticos adoptan secundarios pequeños para adaptarse al IREl tiempo de Luna brillante se ocupa con instrumentos infrarrojos

• 1997-2000 2MASS, J, H, K• 1998 NICMOS + HST

• 2000 Hawaii-1 de 1024x1024• 2002 Hawaii-2 de 2048x2048• 2004 Rockwell 4096x4096 (4xH2)

• 2002 – Instrumentos en el IR medio, 5 – 20 μmOSCIR, T-REX, CANARICAM


Ciencia en el IR cercano

• Propiedades y contenido en polvo del medio interestelar• Forma y extensión de la Vía Láctea• Centro de la Vía Láctea• Poblaciones estelares en galaxias, masas• Nubes moleculares• Objetos de baja masa: enanas marrones y planetas• Métodos de distancias en el infrarrojo

BB - T J-H H-K K-L

500 5.6 4.1 4.41000 2.7 1.9 1.93000 0.6 0.4 0.45000 0.2 0.2 0.2

10,000 0.0 0.0 0.0

SED~ναα=-1 0.8 0.8 1.3α= 0 0.5 0.5 0.8α=+1 0.1 0.2 0.3

Línea λ (Å)

Pα 1.88 μmPβ 1.28 μmPγ 1.09 μmBrα 4.05 μmBrβ 2.63 μmBrγ 2.17 μmCO 2.36 μm

kμm2898λmax =T


Ciencia en el IR cercano

• El óptico rest-frame se observa en el IR cercano para galaxias y cuasares lejanos


Extinción y turbulencia atmosféricaAbsorción de vapor de agua (H2O) y dióxido de carbono (CO2) Observatorios de montaña. El vapor de agua disminuye con la alturaλ > 2.4 μm el background pasa a tener origen térmicoLa turbulencia es menor en el IRÓptica adaptativa en el nIR

- Extinción- Emisiones


Emisiones atmosféricas no térmicas inducidas por el Sol

• Auroras boreales• Fosforescencia (airglow):

Bandas de Meinel: Bosque de líneas en J, H, KBandas vibración-rotación de OH-Originado a 85-100 km de alturaIntensidad variable en minutos, escalas de pocos arcmin

Bandas IR del O2Contínuo de emisión del cielo

Emisiones térmicas

• Atmósfera terrestre• Luz zodiacal• Cirros del ISM• CMB, λ > 300 μm• A λ < 15 μm, domina la emisión térmica de telescopio+instrumento

- Emisiones de origen térmico- Emisiones de origen no térmico


Detectores nIR

En el nIR, los detectores son análogos a los CCD, T~77KEl Silicio deja de ser sensible para fotones λ>1.1 μm

Detectores híbridos de Ge, InSb (qe~80%), HgCdTe (qe ~60%)

1ª capa: Red de píxeles IR individuales de 15-30 μm de tamaño2ª capa: Gotas de In que unen cada píxel IR a un multiplexor3ª capa: MOSFET (array de transistores)

Multiplexor tipo CCD capaz de leer y almacenar carga(no es un CCD normal, trabaja a 77K)


Factor de llenado = Área efectiva / Área total

El principio de “carga acoplada” no funciona en IRDurante el reset, se le aplica a cada pixel un voltaje constante. Los fotones que llegan generan carga en el substrato del detector y reducen el valor de este voltaje original. La señal que se mide es el voltaje remanente, proporcional a la radiación recibida.La saturación en este caso ocurre cuando el voltaje ha sido completamente reducido por los fotones incidentes.

•La lectura no es destructiva• Varias lecturas posibles• No hay columnas malas• Binning no es posible• transferencia de carga no son posibles• Ruido de lectura, corriente de oscuridad y linealidad son igual de relevantes

Detectores nIR


Detectores nIR

Lectura por zonas (efectos extra)Píxeles malos frecuentes y crecen con el tiempo


Defectos de los Detectores nIR

• Dark con estructura

• Bias con estructura (Bias drifts)

• Variaciones QE de baja frecuencia

• Señal residual de los amplificadores (Amplifier glow)


Crosstalk

Fuentes brillantes producen señal en los otros cuadrantes.

Sólo CuatroFuentes reales


Modos de lectura

Reset


Técnicas de observación en nIR

• La señal de interés es muy pequeña en comparación con el background-Las imágenes raw (crudas) sólo muestran píxeles malos y los efectos del FF

• Las exposiciones saturan en pocos segundos, por ser el cielo muy brillante - Volumen muy grande de datos. Entre 5 y 10 Gb por noche

- 30s en J, 2s en K, 10s en H y 0.01s en L- La substracción del fondo es fundamental- Para integrar se han de tomar muchas imágenes y promediar COADDING- Efectos de persistencia de carga. Se toma una imagen extra al principio para eliminar

• Muchos defectos cosméticos en el detector- DITHERING

SCI_FRM (i,j) - SKY_FRM (i,j) FLT_FRM (i,j) - DRK_FRM (i,j)Int_FRM (i,j) =


DITHERING

Método de observación estándar DITHERING (SHIFT & COADD)

1. Ejemplo: Exposición de 600s en la banda K

2. 10 posiciones con 31 co-adds de 2s en cada posición

3. Offsets de ∼10x FWHM

Procedimiento:1. Serie de exposiciones en una posición. Se salvan. 2. Mover telescopio unos pocos arcsec.3. Otra serie de exposiciones.4. Mover (shift) el telescopio otra vez…5. …


JITTERING

Método de observación alternativo JITTERING(RANDOM SHIFT & COADD)

Ejemplo: Exposición de 600s en la banda K10 posiciones con 31 co-adds de 2s en cada posición

2

3

45

1

7

89

10

6


Integración

Método de observación estándar Varias secuencias de ditheringDITHERING + Offsets entre apuntados

2

3

4

51

7

8

9

106


CHOPPING

Se hace en el nIR cuando el objeto es muy grande

Método de observación en IR medioEjemplo: Exposición de 600s en la banda LChopping máximo de ~30 arcsec

1

2


Técnicas de observación en espectroscopía IR

Para R<2000 las líneas de OH se confunden R > 3500


-1 · (A – B)

A - BA

B

A B

- B

A

Imagen con elcielo restado

B

-A

- B

A B

-A

A+B

Offset y suma

Método de observación estándar Substracción de imágenes A – B

Series de pares A,B con dithering


Misiones en el IR lejano

• 1983 IRAS, UK, USA, ND, 57cm f/1012, 25, 60, 100μm

Primer all-sky surveyPSC con 245.000 fuentes, total de 350.000Galaxias IRAS, cirros IR

• 1995-1998 ISO, ESA, 60cm f/155-200μm

Formación estelar

• 2006 SOFIA, USA, 2.5m Cancelado • 2003 Spitzer (SIRTF), USA, 85cm f/12

3-180μmIRAC Infrared Array CameraMIPS Multiband Im Phot for SpitzerIRS Infrared Spectrograph

• 2-2006 Akari (ASTRO-F), JP, ESA, 68.5cm2-180μm

FIS Far Infrared SurveyorIRC Infrared CameraAll-survey 106 fuentes + targets


SpitzerObservatorio espacial NASA en el IR lejano Lanzado el 25 de agosto de 2003Telescopio 85cm, berilioRango 3 – 180 μm

IRAC Infrared Array Camera4 detectores: 2xSbIn+2xSiAs, 256x2565x5 arcmin 3.6, 4.5, 5.8, 8 μm

MIPS Multiband Im Phot1 detector SiAs 128x128 para 24 μm; 5x5 arcmin1 detector GeGa 32x32 para 70 μm;1 detector GeGa 2x20 para 160 μm 0.5x5 arcmin

IRS Infrared Spectrograph; 128x128 5-40 μm


Misiones futuras

• 2007 Herschel, 3.5m60-670μm

• 2009 WISE, 40cm NASA 3.3, 4.7, 12 y 23 μm All sky. 4” FWHM1024x1024 Si:As. Sensibilidad 1000x IRAS. astro-ph/0508246

• 2015-2020 SAFIR, 8-10m20 - 1000 μm

30’


HerschelObservatorio espacial ESA en el IR lejano - Submm Lanzamiento en julio de 2007Telescopio 3.5m, berilio; L2 Tierra-SolRango 60 – 670 μm


Herschel. Instrumentos

HIFI Heterodyne Instrument for Far-IREspectrómetro de muy alta resolución (50 m/s)

PACS Photodetector Array Camera and SpectrometerCámara 60 – 210 μm, imagen simultánea en dos bandas1.7 x 3.5 arcminEspectrómetro de resolución media (150 km/s)

SPIRE Spectral and Photometric Imaging Receiver (~50 detectores)Cámara 4x8 arcmin, simultáneo en 250, 360, 520 μm

2000 litros He superfluido, -271ºC


IRAS ISO

SOFIA SIRTFResolución30”, 100 μm

sec( )0.25( )arc

ma mλ μθ =

Confusión en el FIR


Detectores FIR

• Mosaico de 32x32 deGe:Ga para SIRTF

• Ge 128x128 λ<130μ• GaAs λ>150μ• 1024x1024 Si:As WISE MIR

Detectores termales:Miden calor en lugar de fotones

Detectores con semiconductores:Miden fotones


Detectores semiconductores• 63 fotoconductores de Ge:Ga para IRAS

• Mosaico 3x3 Ge:Ga ISO

• Mosaico de 5x5, KAO


Placa transparente de contactoPieza monolíticaInterconexión de InChip de lectura criogénicaPlaca de cerámica de soporte

Construcción manualPre-óptica colectoraPreamplificadores individualesElectrónica complejaProblemas con los ciclos térmicosNo linealidadSensibilidad a radiación ionizante

T < 3 K

Tamaños 8x8 mm2

2 mm grosor

QE ~ 7%

Ge:Ga


Reducción de datos FIRReconstrucción de datos y apuntadoCalibración fotométricaDetección de fuentes


Unidad: • Jansky (Jy) 10-26 W m-2 Hz-1

• erg s-1

Luminosidad FIR

1 44 1( ) 4.510 ( )IR IRSFR Mo yr L erg s− − −=

2

12 25 60 10014

( ) 13.48 5.16 2.58 13.481.8 10IRF W m f f f f

−

− = + + +

2

60 10014

( ) 2.581.26 10

IRF W m f f−

− = + LIRGs L(IR)>1011 LoULIRGs L(IR)>1012 Lo

54

8( ) 1010 40

dd

L TM MoLo K

−⎛ ⎞ ⎛ ⎞= ⎜ ⎟ ⎜ ⎟⎝ ⎠ ⎝ ⎠


Indices de color IRAS Unidad: Jansky (Jy)10-26 W m-2 Hz-1

(12 )(12, 25)(25 )

f mRf m

μμ

=(60 )(60,100)(100 )

f mRf m

μμ

=


Importancia del IR lejano en galaxiasEmisión del polvo

1E+19

1E+20

1E+21

1E+22

1E+23

1E+24

1E+25

1E+26

1E+27

0 1 10 100 1000 10000

λ(μm)

L ν(W

atts

/hz)

SIRTF Range

Dust-enshrouded QSOVery luminous starburst

Nearby starburst

“Normal” spiral


Bandas PAH

Bandas de emisión en 3.3, 6.2, 7.7, 8.6μm

Modos vibracionales de uniones C-C y C-HHidrocarbonos policíclicos aromáticosMoléculas hexagonales C24H12

Regiones frontera *’s calientes – nubes mol.PNs, regiones HII, galaxiasBanda de 7.7μm, trazador de SFR


• Galaxias UltraLuminosas en el IR

• Componentes de la reemisión:- Gal. normales: *'s calientes + cirrus- Gal. L(IR): componente “starburst“- IR + Sy: componente AGN

• Alto porcentaje de sistemas en interacción• La fracción AGN crece con la L en el IR

ULIRGs

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