Tècniques observacionals avançades

1. Tècniques observacionals avançades L’observació astronòmica no s’acaba amb la utilització de l’ull com a detector. L’ull té un seguit de limitacions que no el fan un bon instrument de detecció per a propòsits científics. L’astronomia ha anat incorporant els avenços tecnològics que s’han produït en cada moment. La introducció d’instrumentació nova ha permès el naixement de tècniques més complexes d’observació. Tècniques observacionals avançades

2. Instrumentació L’astronomia ha introduït instrumentació en el visible per a millorar la capacitat de detecció i poder fer bons estudis quantitatius: Fotografia Fotòmetres fotoelèctrics Cameres CCD ../.. També per tal de tractar la llum rebuda: Espectrògrafs de diversos tipus Filtres fotomètrics ../.. Tècniques observacionals avançades

3. Fotografia La fotografia estàndard s’inventa en el segle XIX i ràpidament s’incorpora a l’astronomia. S’apliquen les plaques (o negatius) fotogràfics per tal de poder enregistrar imatges, i així es podien analitzar a posteriori de manera objectiva. L’ús de plaques fotogràfiques dóna un impuls en l’avaluació de la quantitat de llum rebuda i en la determinació de posicions estel·lars. La pel·lícula fotogràfica està perdent ús en front dels detectors digitals que millorem moltes de les limitacions de la fotografia astronòmica. Tècniques observacionals avançades

4. Formació i anàlisi de la imatge La imatge en fotografia astronòmica es forma de la mateixa manera que en la fotografia tradicional. Tècniques observacionals avançades

5. Formació i anàlisi de la imatge En la fotografia astronòmica, la llum procedent dels estels, ja sigui directament o a través de telescopi, es focalitza cap al negatiu. La llum arribada al negatiu crea parelles electró-forat. Aquesta ‘circulació’ produeix reaccions fotoquímiques creant condensacions en el negatiu. Aquestes condensacions dels d’àtoms, que solen ser de plata, generen el que s’anomena imatge latent. Igual que en la fotografia convencional el següent pas és un revelat per posar de relleu les condensacions. Opcionalment es pot fer el positivat. Tècniques observacionals avançades

6. El Negatiu Fotogràfic La pel·lícula o negatiu fotogràfic sol donar un molt baix rendiment o eficiència quàntica. Situat al voltant del 5%. Això implica que de cada vint fotons que arriben al detector fotogràfic només un d’ells queda registrat i per tant posteriorment revelat. Aquesta baixa eficiència es pot suplir amb la utilització de temps d’exposició llargs per tal de corregir-ho, tot i que introdueix diversos problemes addicionals. Tècniques observacionals avançades

7. El Negatiu Fotogràfic Per a obtenir bones imatges és necessari un bon control del temps d’exposició, ja que podem trobar-nos amb imatges poc exposades o per altra banda saturades. El negatiu no sol tenir una emulsió prou homogènia ni és constant d’un negatiu a un altre de les mateixes característiques, dificultant l’elecció de l’exposició. En general s’acaben realitzant exposicions molt llargues amb els riscos tècnics i meteorològics que això comporta. Tècniques observacionals avançades

8. Sensibilitat i Resolució Hi ha diversos tipus de pel·lícula fotogràfica segons la seva sensibilitat o capacitat per enregistrar fotons. Es fan servir dues escales bàsiques: DIN i ASA. Genèricament podem definir tres tipus de pel·lícules: Lentes: Requereixen un major temps d’exposició però presenten una mida dels elements constituents (mida del gra) menor i produeixen millor qualitat d’imatge. Mitges: Com el seu nom indica, tant la seva resposta com la mida del gra es situen entre els altres dos tipus. Ràpides: Responen amb un temps mínim d’exposició però solen tenir el seu gra molt gran i per tant pitjor qualitat d’imatge. Tècniques observacionals avançades

9. Sensibilitat i Resolució Els negatius fotogràfics no responen de la mateixa manera a tota la llum, sinó que depenen de la longitud d’ona. Per tal de classificar-les segons les seves sensibilitats espectrals s’utilitza un complex sistema de codis alfanumèrics. Es pot millorar l’eficiència quàntica dels negatius mitjançant tècniques d’hipersensibilització: Canvis de temperatura Dopatge amb d’altres elements químics. Tècniques observacionals avançades

10. Règims Bàsics d’un Negatiu Per cada pel·lícula hi ha tres règims de treball bàsics segons la seva resposta a la llum incident: - Règim llindar - Règim lineal - Règim de saturació Tècniques observacionals avançades

11. Règims Bàsics d’un Negatiu Règim llindar: Ens indica que cal una certa quantitat de llum per a poder ‘activar’ un negatiu. Règim lineal: És aquell amb un comportament òptim, on les zones més condensades corresponen de manera directa amb les de major il·luminació. Règim de saturació: Hi ha un excés d’exposició i per més llum que es rebi no s’incrementa la resposta, impedint distingir diferents graus d’il·luminació. Tècniques observacionals avançades

12. Cèl·lula fotoelèctrica L’any 1911 es descobreix la cèl·lula fotoelèctrica fonamentada en l’efecte fotoelèctric estudiat per Einstein. L’efecte fotoelèctric consisteix en l’aplicació d’una tensió continua estable i l’exposició de la cèl·lula a la llum, llavors es produeix un petit corrent elèctric mesurable amb resposta de règim lineal. Es va introduir en l’astronomia ràpidament amb l’objectiu de mesurar la quantitat de llum rebuda d’un objecte. Inicialment eren poc efectives i no permetien una gran millora en l’observació astronòmica. Tècniques observacionals avançades

13. Fotòmetre fotoelèctric La incorporació a les cèl·lules fotoelèctriques de l’amplificador electrònic va permetre el funcionament de tubs fotomultiplicadors o fotòmetres fotoelèctrics. Aquest avenç va permetre una expansió decisiva de l’observació astronòmica quantitativa en el segle XX. L’electrònica moderna ha permès utilitzar díodes fotoconductors com a detectors pels fotòmetres que són més eficients i són reversibles. La reversibilitat implica que en cas de sobreexposició els danys generats al fotòmetre són ‘reparables’ mentre que els primers detectors quedaven anul·lats. Tècniques observacionals avançades

15. Mesura amb Fotòmetre El mecanisme consisteix en capturar la llum rebuda del telescopi i fer-la passar pel detector on es produeix un alliberament d’electrons. Mitjançant l’amplificació, aquest petit corrent es fa prou gran per a ser mesurat de manera fiable. Durant l’amplificació s’hi introdueix una certa contaminació que anomenem soroll. Aquest soroll pot ser d’origen tèrmic o d’origen celest. En el procés de mesura, a part d’observar l’objecte, es realitza una observació del fons de cel. Aquesta permet realitzar la correcció del soroll d’origen celest. Tècniques observacionals avançades

16. Propietats d’un Fotòmetre L’eficiència quàntica es situa en el 15-30%. Essent molt millor que la del negatiu fotogràfic. La resposta és prou bona en un bon sector de l’espectre visible. La bona resposta en el visible ha permès la introducció de sistemes de filtres per a la mesura de magnituds i colors. Funció resposta típica Tècniques observacionals avançades

17. La Càmara CCD Als anys 80 apareixen els dispositius de càrrega acoblada o CCD. Ràpidament s’incorporen al món de l’astronomia produint el salt més rellevant de l’observació astronòmica recent. Una CCD disposa d’un xip de silici per a la captació d’imatges, un sistema electrònic pel tractament i transferència i un sistema de refrigeració eficient. Tècniques observacionals avançades

18. El Xip CCD Està fabricat en silici amb unes mides característiques d’entre 125 i 500 micres de gruix i una àrea d’uns quants mil·límetres quadrats. En aquesta placa s’hi troben impresos un bon nombre de circuits microscòpics configurant una xarxa d’elèctrodes. Cada elèctrode o element bàsic s’anomena MOS (Metal Oxyde Switch) i sol comportar-se com a semiconductor de tipus p. Els MOS s’agrupen en triplets configurant un element de captació de llum, el que coneixem com a píxel. Tècniques observacionals avançades

19. Obturador Xip CCD El Xip CCD Tècniques observacionals avançades

20. Estructura del Xip CCD Els píxels realitzen la captació de llum mitjançant l’efecte fotoelèctric com els fotomultiplicadors, però amb la diferència que en un xip hi ha molts píxels. Els píxels es troben distribuïts en files i columnes cobrint tota la placa de silici. Cada columna es troba separada de la següent mitjançant un material dopat p per evitar la transferència entre columnes. La mida de cadascun dels píxels ve donada per la distància entre files i columnes. En les cameres CCD d’aficionat sol voltar les 20 micres. Tècniques observacionals avançades

21. Columnes de Captació Columna de Lectura

22. Règims d’una CCD Una camera CCD té un gran rang amb comportament de règim lineal, al contrari dels altres dispositius que hem vist. Presenta un límit de saturació donat pel fet que un píxel té un límit en la capacitat d’emmagatzemar electrons i s’entra en règim de saturació. També es trenca la linealitat per l’extrem inferior pel que s’anomena corrent de polarització o bias. El bias s’introdueix automàticament en l’electrònica per evitar la possibilitat d’obtenir comptes negatius en el procés de lectura. Tècniques observacionals avançades

23. Corrent de foscor Una camera CCD ha de treballar convenientment refrigerada per a minimitzar la contribució del corrent de foscor. Aquesta contribució és deguda a l’agitació tèrmica dels electrons introduint comptes ficticis en el xip CCD. Una camera CCD amateur a una temperatura de 20º es troba automàticament saturada i per això, cal una bona refrigeració que permeti treballar uns graus sota zero. La contribució, encara que petita, sempre existeix però es pot corregir mitjançant imatges de calibració que anomenem darks o preses fosques. Tècniques observacionals avançades

24. Resolució d’una CCD La resolució espacial d’una CCD és molt bona donat que es correspon amb la mida del píxel (micres). Solen tenir un nombre de píxels moderat (768x512 és un valor típic) i per tant només podem observar camps petits en una imatge. Si s’introdueixen gran nombre de píxels per treballar amb grans camps, el temps de lectura i processat de la imatge augmenta de manera considerable. Tenen un gran rang dinàmic, podent discriminar la quantitat de llum rebuda de diferents objectes amb una gran precisió per propòsits fotomètrics. Tècniques observacionals avançades

25. Sensibilitat d’una CCD L’eficiència quàntica d’una CCD és extraordinària comparada amb els altres detectors astronòmics, ja que arriba fins al 60 o 80%. La resposta en funció de la longitud d’ona és peculiar donat que el silici interactua poc amb l’infraroig i els elèctrodes poc amb l’ultraviolat. La màxima resposta en una CCD es centra en el visible prioritzant els colors vermells sobre els blaus. No tots els píxels presenten la mateixa sensibilitat, aquesta qüestió es corregeix amb imatges de calibració que anomenem flat fields. Tècniques observacionals avançades

26. Obtenció d’imatges La imatge procedent del telescopi es focalitza al pla del xip de la camera CCD i es procedeix a l’obertura de l’obturador per a permetre l’arribada de la llum. Els fotons en arribar al xip alliberen els electrons que s’acumulen a l’elèctrode central de cada píxel. La lectura de la imatge es realitza mitjançant la transferència de càrrega. Per processos d’equilibri de potencial la càrrega es transferida cap al MOS de la dreta del triplet i després a la següent columna de manera successiva. Finalment s’arriba a la columna de lectura des d’on es descarrega cap a l’ordinador de control. Tècniques observacionals avançades

28. Columna de Lectura

29. Processat de les imatges Com en d’altres detectors, la imatge que obtenim en una CCD no és la definitiva, sinó que s’han de realitzar un seguit de processos de calibració. De les propietats que hem descrit d’un xip CCD se’n deriven la majoria de correccions que hem de realitzar: Corrent de polarització  Bias Corrent de foscor  Darks o preses fosques Aplanament de camp  Flat Fields o preses planes Tècniques observacionals avançades

30. Bias i Darks Per tal de corregir el corrent de polarització i el de foscor es realitzen imatges amb l’obturador tancat. Els bias es realitzen per a corregir la introducció automàtica de comptes i es realitza amb un temps d’exposició mínim. Els darks es realitzen per a corregir l’efecte tèrmic i com aquest augmenta amb el temps cal realitzar darks pels diversos temps d’exposició que fem servir. Els darks no són totalment estables i es recomana fer un promig de diverses preses fosques. La correcció es realitza restant les contribucions a la imatge astronòmica bruta. Tècniques observacionals avançades

31. Bias No s’aprecia una agitació tèrmica important però si unes estructures en columna pròpies del bias. Tècniques observacionals avançades

32. Dark o Presa Fosca En una exposició de 90 segons s’aprecia una major brillantor i molts píxels tenen una excitació tèrmica Tècniques observacionals avançades

33. Flat Fields Sabem que no tots els píxels responen de la mateixa manera i per a corregir-ho es prenen les preses planes o flat fields (flats). Els flats es realitzen enfocant el telescopi cap a llum uniforme. Són molt útils les llums del crepuscle o superfícies blanques ben il·luminades. Les irregularitats que sorgeixen seran pròpies de la resposta no uniforme dels píxels del xip. Cal realitzar aquestes imatges en cada nit d’observació i en la mateixa configuració exacta en què es fan les imatges astronòmiques. Tècniques observacionals avançades

34. Filtre B Filtre V Flat Fields Si en la nostra observació realitzem imatges en diferents filtres cal fer els corresponents flats. Com es pot veure en els filtres B i V amb una mateixa CCD no s’obté exactament la mateixa resposta. Els cercles no són més que taques situades damunt la protecció del xip i que es mostren desenfocades. Tècniques observacionals avançades

35. Flat Fields A l’igual que pels darks és recomanable la realització d’un bon nombre d’imatges (entre 5 i 15) per cadascun dels filtres utilitzats. Als flats obtinguts per cada filtre cal aplicar-los la correcció de dark i bias. Llavors es promitgen per obtenir la imatge flat definitiva. Posteriorment el flat es normalitza, és a dir, es divideix pel nombre de comptes promig, i obtenim el que s’anomena flat normalitzat, ja preparat per a la calibració. La correcció de la imatge astronòmica es realitza dividint la imatge astronòmica entre el flat normalitzat. Tècniques observacionals avançades

37. Espectrògrafs Es tracta d’instruments que no funcionen com a detectors sinó que tracten la llum, i a la seva sortida cal situar-hi un detector. Des de Newton que es coneix que la llum blanca és una composició de llums de diferents colors. Posteriorment es va conèixer que la llum visible és només una part de la radiació electromagnètica. S’han utilitzat diverses tècniques òptiques aplicades a diferents tipus d’instruments per procedir a separar la llum, són els que anomenem espectrògrafs. Aquests instruments es van aplicar ràpidament a l’astronomia introduint la tècnica de l’espectroscòpia. Tècniques observacionals avançades

38. Entrada de la llum Dispersor Placa fotogràfica Any 1930 Espectrògraf Clàssic Tècniques observacionals avançades

39. Entrada de la llum Detector Univ. Arizona Dispersor Espectrògraf Actual Tècniques observacionals avançades

40. Espectrògrafs El funcionament bàsic d’un espectrògraf consisteix en la introducció de la llum procedent de l’objecte a analitzar en una escletxa prou estreta. La llum és col·limada cap al dispersor i es dirigeix cap al sistema de detectors que s’utilitzi. Els espectrògrafs es classifiquen bàsicament en dos grups, segons el tipus de dispersor que utilitzen: Espectrògrafs de prisma Espectrògrafs de xarxa de difracció Tècniques observacionals avançades

41. Espectrògrafs de Prisma Els espectrògrafs de prisma utilitzen el fet que la llum es dispersa de forma diferent segons la longitud d’ona. El fenomen es degut a la dependència de l’angle de refracció, per canvi de medi, amb la longitud d’ona. Tècniques observacionals avançades

42. Espectrògrafs de Xarxa Aquests espectrògrafs utilitzen el que s’anomena xarxa de difracció. Una xarxa de difracció consisteix en un vidre o mirall amb múltiples línies opaques. La llum introduïda per l’escletxa, en creuar la xarxa surt dispersada en funció de la longitud d’ona segons les lleis de la difracció òptica. Segons el tipus de xarxa, es classifiquen en: Espectrògraf de xarxes de refracció: Si utilitzen vidres. Espectrògraf de xarxes de reflexió: Si utilitzen miralls. Tècniques observacionals avançades

43. Espectrògrafs de Xarxa Tècniques observacionals avançades

44. Espectroscòpia S’han introduït diverses millores: L’ús combinat de xarxes (grids) i prismes formant grisms que permeten una millor dispersió. L’ús de xarxes amb forma esglaonada (echelle) que facilita el poder separador i l’eficiència de l’espectrògraf. S’han introduït xarxes en forma de dent de serra (blazejades) amb un angle que permeti concentrar el màxim de llum a la sortida i millorar d’aquesta manera la qualitat de l’espectre. Tècniques observacionals avançades

45. Tècniques Observacionals La introducció i desenvolupament dels diversos instruments de tractament i detecció en l’astronomia ha permès millorar les tècniques observacionals més destacades. Les tècniques observacionals fonamentals són: Astrometria: Mesura de posicions i moviments dels objectes estel·lars. Fotometria: Mesura de la quantitat de llum. Espectroscòpia: Mesura de la distribució de la radiació. Tècniques observacionals avançades

46. Astrometria És la tècnica astronòmica consistent en la determinació precisa de la posició d’un astre sobre l’esfera celest. Aquestes mesures es realitzen amb major o menor fortuna des de l’antigor a ull nu. Les millors mesures a ull nu corresponen a les de Tycho Brahe (segle XVII) amb una precisió excepcional que permeteren la deducció de les lleis de Kepler. La introducció de la fotografia donà un gran impuls a aquesta tècnica, essent habituals les col·leccions de plaques fotogràfiques astromètriques a molts observatoris. Amb les tècniques CCD s’ha estès aquest camp als astrònoms aficionats sobretot en objectes del Sistema Solar, principalment asteroides i cometes. Tècniques observacionals avançades

47. Mesura Astromètrica El primer pas en la realització d’una mesura astromètrica consisteix en l’elecció del centroide de l’astre que volem mesurar, això vol dir les seves coordenades (x,y) sobre la placa o imatge CCD. Es repeteix el procediment per objectes amb mesures conegudes i fiables, que siguin visibles en el mateix camp. Són les estrelles de referència. Es transformen les coordenades (x,y) en coordenades celests (a,d) mitjançant complexos sistemes d’equacions que relacionen l’objecte a estudiar amb un mínim de 3 objectes de referència. Actualment, el procés de reducció es realitza amb software astromètric de precisió acompanyat de catàlegs complets i precisos per a l’elecció d’estels de referència. Tècniques observacionals avançades

48. Catàlegs Astromètrics Per tal de seleccionar els objectes de referència cal fer servir catàlegs com aquests: Hipparcos: Fet des de l’espai, conté 120.000 objectes a alta precisió. Aquest nombre no és suficient per treballar amb els habituals camps CCD. Tycho 1-2: Aquests catàlegs contenen 1 i 2.5 milions d’objectes amb una precisió inferior a Hipparcos. Guide Star Catalogue: Construït a partir de les digitalitzacions de les plaques del Palomar Sky Survey. Conté 15 milions d’estels a baixa precisió. En aquest cas la baixa precisió es compensa pel gran nombre d’objectes disponibles. Tècniques observacionals avançades

49. Fotometria És la tècnica astronòmica consistent en mesurar la quantitat de llum o brillantor procedent dels astres. S’inicia el segle II a.C. amb l’astrònom Hiparc de Nicea que classifica 850 estrelles a ull nu en sis categories diferents (1a a 6a magnitud). Degut al comportament logarítmic de l’ull humà la diferència entre 1a i 6a magnitud equival a 100 vegades. L’astrònom N.R. Pogson va dotar de formalisme aquesta relació entre magnituds i fluxos: Tècniques observacionals avançades

50. Fotometria La introducció del formalisme va permetre descobrir que alguns dels objectes més brillants del cel els hi corresponien magnituds més brillants que la 1a i es van introduir les magnituds negatives. Els avenços en la construcció de telescopis i de millors detectors va permetre l’observació d’objectes cada cop més dèbils, estenent l’escala de magnituds més enllà de la sisena magnitud d’Hiparc. La introducció de filtres en l’observació ha permès l’estudi fotomètric centrat en unes regions concretes de la radiació que ens arriba. L’ús combinat de diversos filtres va permetre la combinació de magnituds en el que coneixem com a índexs de color. Tècniques observacionals avançades