Astrofsica de Altas Energas II Tecnologa Xavier Barcons

Astrofísica de Altas Energías – II Tecnología Xavier Barcons Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC) VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Contenidos de la Asignatura 1. Astrofísica de Altas Energías (Física) – – Fenomenología, radiación X y γ, otros mensajeros Procesos físicos 2. Astrofísica de Altas Energías (Tecnología) – Telescopios e instrumentación en rayos X – Telescopios e instrumentación en rayos γ blandos – Telescopios Cherenkov Atmosféricos 3. Astrofísica de Altas Energías (Astrofísica) – Un paseo por el Universo en altas energías VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Rayos X: Colimadores • 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 max h a Response arctg ( a/h) VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Colimadores: multiplexación • Colimador clásico en modo “scan”: texp a/h: – Mayor resolución angular – Menos sensible a • Colimador de modulación: d – 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 VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Telescopios de incidencia rasante • Los rayos X que inciden perpendicularmente a una superficie reflectante, son absorbidos. • Incidencia rasante (reflexión total): < cr ~1 o a 1 ke. V para una superficie de oro (Au) VIU - Curso 2010/2011 cr n 2 n 1 Astrofísica de Altas Energías - II

Reflectividad de los metales a los rayos X Au Óptico VIU - Curso 2010/2011 UV Rayos X Astrofísica de Altas Energías - II

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 5 VIU - Curso 2010/2011 10 15 20 25 Astrofísica de Altas Energías - II

Sistemas ópticos en rayos X • Para formar imágenes son necesarias dos reflexiones • Dos clases: Wolter I – Kirkpatrick-Baez (cilindros) – Wolter (cónicas de revolución) Kirkpatrick-Baez VIU - Curso 2010/2011 Wolter Astrofísica de Altas Energías - II

Propiedades ópticas y anidado • Utilidad de un par de espejos: Aeff/Ageom=R 2( cr) sin cr < 8% • Pulido extremo de la superficie metálica(rms<5Å) • El campo de visión (FOV) ~ cr, depende de la energía VIU - Curso 2010/2011 Anidando espejos unos dentro de otros, aumenta el área efectiva Astrofísica de Altas Energías - II

El secreto está en el sustrato CHANDRA 0. 5” HEW 18500 kg/m 2 XMM-NEWTON 14” HEW 2300 kg/m 2 Slumped Glass 5” HEW ~270 kg/m 2 Si-HPO 5” HEW ~200 kg/m 2 IXO Options VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Ejemplo: XMM-Newton • Sustrato: Niquel electroformado • Longitud focal: 7. 5 m • 58 pares de espejos encajados VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Dispersores de cristal de Bragg • Efecto Bragg: Intereferencia constructiva de ondas difractadas en distintas capas de un cristal. • Condición de Bragg: 2 d sen =m • Resolución espectral λ/Δλ ~varios miles • Sólo funciona a una longitud de onda VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Redes de difracción Por transmisión Por reflexión • 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. • 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 VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

RGS en XMM-Newton Rowland’s circle VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

El detector ideal de rayos X/ϒ • • Pos. Registra para cada fotón recibido: Time – Posició (X, Y) convertible a dirección Energy – Tiempo de llegada Polar. – Energía del fotón – Polarización del fotón Eff. Eficiencia cuántica cercana al 100% Back. Ruido electrónico mínimo Mecanismo H/W o S/W de rechazo de señales que no vienen de rayos X X/ ray Instrumentation 3. High-energy astrophysics instruments

Contadores proporcionales de gas • Cámara llena de gas (Ne, Ar) – Ánodos a tensión de varios k. V – Cada fotón ioniza un átomo de gas y se produce una cascada detectada en el cátodo. • Resolución espectral E/ΔE ~3 E(ke. V)1/2 X/ ray Instrumentation Pos. Time Energ y Polar. Eff. Back. 3. High-energy astrophysics instruments

Placas micro-canal (MCP) • Fotomultiplicadores • Cascada de electrones arrancados de las paredes del fotocátodo • Casi insensible a la energía X/ ray Instrumentation Pos. Time Energ y Polar. Eff. Back. 3. High-energy astrophysics instruments

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(ke. V)1/2 X/ ray Instrumentation Pos. Time Energ y Polar. Eff. Back. 3. High-energy astrophysics instruments

Microcalorímetros • Semiconductores a muy bajas temperaturas • La energía depositada por cada rayo X calienta el dispositivo que disminuye su resistividad: • E T 5/2~ 5 -10 e. V • Limitaciones: Pos. Time Energ y Polar. Eff. Back. – ~ms: (lento) – T operation~0. 1 K X/ ray Instrumentation 3. High-energy astrophysics instruments

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 X/ ray Instrumentation Pos. Time Energ y Polar. Eff. Back. 3. High-energy astrophysics instruments

Transition Edge Sensors (TES) • Superconductor a temperatura por debajo de Tcrit • Un rayo X calienta el dispositivo, aumentando drásticamente la resistividad • Resolución espectral ~2 e. V X/ ray Instrumentation Pos. Time Energ y Polar. Eff. Back. 3. High-energy astrophysics instruments

Polarímetro de microtrazas • Basado en la dependencia en la polarización del efecto fotoeléctrico Pos. • La traza que sigue el fotoelectrón va en la dirección de la polarización Time del rayo X incidente Energ y Polar. Eff. Back. X/ ray Instrumentation 3. High-energy astrophysics instruments

Óptica de rayos γ de baja energía: Máscaras codificadas • Señal multiplexada: – Necesita un detector sensible a la posición (Cd. Te of Cd. Zn. Te) – 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 VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Óptica con máscaras codificadas Simple VIU - Curso 2010/2011 Optimizada Astrofísica de Altas Energías - II

Máscaras codificadas: reconstrucción de imágenes INTEGRAL/IBIS VIU - Curso 2010/2011 Imagen reconstruida de una Zona del cielo Astrofísica de Altas Energías - II

Telescopios Compton • Los rayos Υ (0. 3 -30 Me. V) producen efecto Compton en un convertidor. ђ =1+(1 -cos ) ’ mc 2 • 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 - Curso 2010/2011 del. VIU fotón incidente y su dirección ’ Astrofísica de Altas Energías - II

Telescopios de pares electrón-positrón • Los rayos Υ de alta energía (~Me. V-Ge. V) crean un par e+e • Los detectores en las capas subsiguientes miden energía y dirección del rayo γ incidente. VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Lentes de Laue • Efecto Bragg en distintas capas de un cristal VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Telescopios Cherenkov atmosféricos (Te. V) • Los fotones de rayos γ de energía ~Te. V se desintegran en la atmósfera. • Después de varios procesos físicos dan lugar a una “ducha” de luz Cherenkov VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Efecto Cherenkov Velocidad de las partículas cargadas > c/n VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

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 VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II

Cascadas atmosféricas Fotónicas VIU - Curso 2010/2011 Hadrónicas Astrofísica de Altas Energías - II

Señales de cascadas fotónicas y hadrónicas VIU - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - II