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