INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA

1. INSTRUMENTACIÓNASTRONÓMICA 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. f Sistemas ópticos Objetivo Ocular Foco Eje óptico Distancia ocular Distancia focal

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 = πD2/4 • Relación focal • D / F = ratio  f/ratio • Magnitud límite • mlim = 16 + 5 log D(m) • Aumentos ≠ Resolución • G = Ftelescopio / focular

8. Resolución: ejemplo Baja resolución Alta resolución

9. Sensibilidad: ejemplo Pequeño diámetro Gran diámetro

10. Clases de telescopios Ventajas Inconvenientes • 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

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

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

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. PN Declinación 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. Radiotelescopios Un fotón λno 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 Detector Antena parabólica Receptor

24. Satélites

25. Seeing

26. Seeing: ejemplo

27. DETECTORES

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

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  NADU  [0, 65535] • Introduce BIAS para evitar NADU< 0 • Amplifica la señal eléctrica, Ganancia • Introduce un ruido de lectura NADU=Ne/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. Imagen obtenida Dark Flat Field Imagen corregida Correccion de CCD

36. Flat Field Correción de CCD: Viñeteo y Fringing

37. 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

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

42. Espectros

43. Espectrógrafo SBIG SGS

44. FILTROS

45. Espectro electromagnético

46. I V R B U VIS Sistema de filtros Johnson