Astrofísica de Altas Energías: Tecnologías

1. Astrofísica de Altas Energías:Tecnologías Xavier Barcons Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC) Astrofísica de Altas Energías

2.  Rayos X: Colimadores max • Limitan el campo de visión a través de paredes metálicas que absorben los rayos X que provienen de fuera del eje óptico. • Campo de visión limitado <max donde tg max =a/h h a Response arctg (a/h) Astrofísica de Altas Energías

3. a d Colimadores: multiplexación • Colimador clásico en modo “scan”: texp a/h: • Mayor resolución angular • Menos sensible • Colimador de modulación: • Mejora la resolución con 2 conjuntos de cables • Las fuentes puntuales aparecen y desaparecen al mover el detector • Resolución angular a/d/sqrt(N), ~minutos de arco Astrofísica de Altas Energías

4. n2 n1 cr Telescopios de incidencia rasante • Los rayos X que inciden perpendicularmente a una superficie reflectante, son absorbidos. • Incidencia rasante (reflexión total):  < cr ~1o a 1 keV para una superficie de oro (Au) Astrofísica de Altas Energías

5. Au Reflectividad de los metales a los rayos X Óptico UV Rayos X Astrofísica de Altas Energías

6. 5 10 15 20 25 Multicapas • Intercalado de capas delgadas metal-aislante • Mejora la reflectividad de forma multiplicativa a energías altas • Condición de Bragg: longitud de onda ~ espaciado de las capas Astrofísica de Altas Energías

7. Sistemas ópticos en rayos X Wolter I • Para formar imágenes son necesarias dos reflexiones • Dos clases: • Kirkpatrick-Baez (cilindros) • Wolter (cónicas de revolución) Kirkpatrick-Baez Wolter Astrofísica de Altas Energías

8. Propiedades ópticas y anidado Anidando espejos unos dentro de otros, aumenta el área efectiva • Utilidad de un par de espejos: Aeff/Ageom=R2(cr) sincr < 8% • Pulido extremo de la superficie metálica(rms<5Å) • El campo de visión (FOV) ~ cr, depende de la energía Astrofísica de Altas Energías

9. El secreto está en el sustrato Slumped Glass 5” HEW ~270 kg/m2 Si-HPO 5” HEW ~200 kg/m2 XMM-NEWTON 14” HEW 2300 kg/m2 CHANDRA 0.5” HEW 18500 kg/m2 IXO Options Astrofísica de Altas Energías

10. Ejemplo: XMM-Newton • Sustrato: Niquel electroformado • Longitud focal: 7.5m • 58 pares de espejos encajados Astrofísica de Altas Energías

11. Dispersores de cristal de Bragg • Efecto Bragg: Intereferencia constructiva de ondas difractadas en distintas capas de un cristal. • Condición de Bragg: 2d sen =m • Resolución espectral λ/Δλ ~varios miles • Sólo funciona a una longitud de onda Astrofísica de Altas Energías

12. Redes de difracción Por transmisión Por reflexión Condición de dispersión m =d(cos χ-cos θ), pero sin m=0 Funcionan en un amplio rango de λ Resolución espectral muy grande, para ángulos muy pequeños R= (cos -cos )/sin  • Condición de dispersión m =d(sin-sin) • Funcionan en un amplio rango de λ • Resolución espectral constante ≈ d/m < 1000 para m=1, mejorando a m mayor. Astrofísica de Altas Energías

13. RGS en XMM-Newton Rowland’s circle Astrofísica de Altas Energías

14. El detector ideal de rayos X/ϒ • Registra para cada fotón recibido: • Posició (X,Y) convertible a dirección • Tiempo de llegada • Energía del fotón • Polarización del fotón • Eficiencia cuántica cercana al 100% • Ruido electrónico mínimo • Mecanismo H/W o S/W de rechazo de señales que no vienen de rayos X Astrofísica de Altas Energías

15. Pos. Time Energy Polar. Eff. Back. Contadores proporcionales de gas • Cámara llena de gas (Ne, Ar) • Ánodos a tensión de varios kV • Cada fotón ioniza un átomo de gas y se produce una cascada detectada en el cátodo. • Resolución espectral E/ΔE ~3 E(keV)1/2 Astrofísica de Altas Energías

16. Pos. Time Energy Polar. Eff. Back. Placas micro-canal (MCP) • Fotomultiplicadores • Cascada de electrones arrancados de las paredes del fotocátodo • Casi insensible a la energía Astrofísica de Altas Energías

17. Pos. Time Energy Polar. Eff. Back. Charge-Coupled Devices (CCDs) • Dispositivos semicoductores. • Cada rayo X crea cientos de pares electrón-hueco que se leen electrónicamente • Resolución espectral E/ΔE ~30 E(keV)1/2 Astrofísica de Altas Energías

18. Pos. Time Energy Polar. Eff. Back. Microcalorímetros • Semiconductores a muy bajas temperaturas • La energía depositada por cada rayo X calienta el dispositivo que disminuye su resistividad: • ET5/2~ 5-10 eV • Limitaciones: • ~ms: (lento) • T operation~0.1K Astrofísica de Altas Energías

19. Pos. Time Energy Polar. Eff. Back. Super conducting Tunnelling Junctions (STJ) • Dos superconductores separados por una barrera aislante. • Cada rayo X rompe millones de pares de Cooper que pueden atravesar la barrera • Imprescindible B~100 G para suprimir la corriente Josephson Astrofísica de Altas Energías

20. Pos. Time Energy Polar. Eff. Back. Transition Edge Sensors (TES) • Superconductor a temperatura por debajo de Tcrit • Un rayo X calienta el dispositivo, aumentando drásticamente la resistividad • Resolución espectral ~2 eV Astrofísica de Altas Energías

21. Pos. Time Energy Polar. Eff. Back. Polarímetro de microtrazas • Basado en la dependencia en la polarización del efecto fotoeléctrico • La traza que sigue el fotoelectrón va en la dirección de la polarización del rayo X incidente Astrofísica de Altas Energías

22. Óptica de rayos γ de baja energía: Máscaras codificadas • Señal multiplexada: • Necesita un detector sensible a la posición (CdTe of CdZnTe) • La señay el ruido se dispersan por todo el detector • Máscaras codificadas: • Distribución de huecos y opacos a una distancia del detector • Opacidad depende de la energía • Requiere técnicas de reconstrucción Astrofísica de Altas Energías

23. Óptica con máscaras codificadas Optimizada Simple Astrofísica de Altas Energías

24. Máscaras codificadas: reconstrucción de imágenes Imagen reconstruida de una Zona del cielo INTEGRAL/IBIS Astrofísica de Altas Energías

25.   ђ =1+(1-cos) ’ mc2 ’ Telescopios Compton • Los rayos Υ (0.3-30 MeV) producen efecto Compton en un convertidor. • Se mide la energía de retroceso del electrón Compton = ђ- ђ’ • Se midel la energía del fotón detectado ђ’ • Por la ecuación del efecto Compton se obtiene la energía del fotón incidente y su dirección Astrofísica de Altas Energías

26. Telescopios de pares electrón-positrón • Los rayos Υ de alta energía (~MeV-GeV) crean un par e+e- • Los detectores en las capas subsiguientes miden energía y dirección del rayo γ incidente. Astrofísica de Altas Energías

27. Lentes de Laue • Efecto Bragg en distintas capas de un cristal Astrofísica de Altas Energías

28. Telescopios Cherenkov atmosféricos (TeV) • Los fotones de rayos γ de energía ~TeV se desintegran en la atmósfera. • Después de varios procesos físicos dan lugar a una “ducha” de luz Cherenkov Astrofísica de Altas Energías

29. Efecto Cherenkov Velocidad de las partículas cargadas > c/n Astrofísica de Altas Energías

30. Radiación Cherenkov • Principalmente en el ultravioleta (UV) • Absorción y scattering Mie de la radiación hacen que se detecte principalmente en la parte azul del espectro óptico Astrofísica de Altas Energías

31. Cascadas atmosféricas Fotónicas Hadrónicas Astrofísica de Altas Energías

32. Señales de cascadas fotónicas y hadrónicas Astrofísica de Altas Energías