Espectro Electromagntico Telescopios y Detectores Luis F Rodrguez

Espectro Electromagnético, Telescopios, y Detectores Luis F. Rodríguez, CRy. A, UNAM, Morelia ¿Cómo obtenemos información los astrónomos? El espectro electromagnético Telescopios Detectores

¿Cómo puede obtener información el astrónomo sobre el Universo? Para objetos muy “cercanos” (en nuestro Sistema Solar) contamos con la exploración directa y con la radar astronomía.

Robot en Marte

Pero… • La exploración directa sólo es aplicable a los objetos de nuestro Sistema Solar. • Las naves espaciales mas rápidas viajan a unos 20 kilómetros por segundo, o sea que tardarían unos 50, 000 años en llegar a la estrella más cercana, Proxima Centauri. • Ya no digamos recorrer toda nuestra Galaxia o ir a otras galaxias.

Escalas del Universo

Hay otra manera “activa” de estudiar el Universo • La radar astronomía. • Con esta técnica se envían ondas de radio a cuerpos cercanos del sistema solar, donde rebotan y parte de ellas regresan al radiotelescopio que las envió.

Radiotelescopio de Arecibo

Imágenes de un asteroide mediante radar astronomía (el asteroide en si es emisor muydébil de ondas de radio)

¿Porqué la radar astronomía está tan limitada? • El flujo de fotones que recibimos de un cuerpo decrece como la distancia al cuadrado. • En la radar astronomía la intensidad de la señal “rebotada” decae ¡como la distancia a la cuarta potencia!

L D

La mayoría de la astronomía se hace de manera “pasiva” • Detectamos partículas u ondas que se produjeron en el pasado por los objetos cósmicos estudiados. • Por esto se dice que somos “observadores” y no “experimentadores”.

¿Cuáles son estos mensajeros del espacio? • • Rayos cósmicos Neutrinos Ondas gravitacionales Pero en realidad, la mayor parte del trabajo observacional se hace mediante la detección de fotones, tambien conocidos como ondas electromagnéticas (dualidad partícula-onda)

Proyecto Auger Rayos Cósmicos

Neutrinos

Ondas gravitacionales LIGO

El espectro electromagnético

El espectro electromagnético en la vida diaria

Para las ondas electromagnéticas: l = longitud de onda n = frecuencia c = velocidad de la luz

En la radioastronomía se mide la componente eléctrica del campo electromagnético, la cual se amplifica mediante equipo electrónico. En contraste, en el visible o en los rayos X, se detecta el fotón como si fuera “partícula”.

Debido a que nuestra atmósfera es opaca a los rayos X y rayos g, esta astronomía ha estado siempre ligada con la industria aeroespacial En otras palabras, la astrofísica de altas energías sólo se pudo comenzar a desarrollar en la década de los 1950´s.

Telescopios • Del radio al ultravioleta, la mayoría de los telescopios son superficies parabólicas. ¿Porqué?

La parábola tiene dos propiedades cruciales: 1. Concentra los rayos en el foco (aumentando la sensitividad). 2. El camino recorrido por los rayos es el mismo (de modo que las ondas llegan en “fase”).

Signal path:

Hasta los años 1960 s la resolución angular de los telescopios de rayos X era muy mala. Esto se debía a que los rayos X no rebotan en un espejo, sino que lo penetran. Sin embargo, los rayos X sí rebotan cuando llegan al espejo casi rasantes. Giacconi propuso el concepto de los espejos cilíndricos embebidos en los que los rayos X llegaban rasantes.

El primer telescopio de rayos X se utilizaría en la misión “Einstein”

Uno de los tres telescopios del observatorio XMM-Newton. 58 espejos rasantes anidados. Angulo de incidencia = 0. 5 grados. Cubiertos de oro

Para los rayos g el efecto es tan limitante que ya ni los espejos de incidencia rasante sirven y hay que recurrir a otras técnicas para hacer telescopios.

DETECTORES • Radio (como ondas) • IR (bolómetros) • Óptico y mas altas frecuencias (como partícula).

Bolometer – diagram of 1 ‘pixel’ radiation thermistor wires absorber weak thermal link cold bath at fixed temperature • Radiation is intercepted, absorber heats, and temperature change is measured by thermistor.

Actual bolometers

A closer look…

An even closer look… absorber: 1 mm square doped silicon thermistor (invisible) leg = thermal link, wire on top

1 The CCD detector; 1. 2 History Determining the brillance distribution of an astronomical object (star, planet, galaxie, a martian spacecraft ? ) with the help of a CCD is pretty much similar to the measurments of the quantity of infalling rain on a farm. As soon as the rain stops, collecting buckets are displaced horizontally on conveyor belts. Then the water content of the buckets is collected in other buckets on a vertical conveyor belt. The overall content is sent onto a weighting system.

1 The CCD detector • 1. 3 How does a CCD work ? Pixel (a) Electrodes Electrons Output register (b) To Output amplification The way a CCD works is illustrated by means of a simplified CCD made of 9 pixels, an output register and an amplifier. Each pixel is divided in 3 regions (electrodes who serve to create a potential well). (a) when an exposure is made, the central electrode of each pixel is maintained at a higher potentiel (yellow) than the others ( green) and the charges collecting process takes place. (b) At the end of the exposure, the electrodes potentials are changed and charges transfered from one electrode to the other.

1 The CCD detector • 1. 3 How does a CCD work ? (a) (b) Impurity (doping) (a) (b) (c) (d) (e) (f) By changing in a synchronized way the potential of the electrodes, electrons are transfered from pixel to pixel. Charges on the right are guided to the output register (b) The horizontal transfer of charges is then stopped and charge packages at the outp register are transfered vertically, one by one, to an output amplifier and then read one by one. The cycle starts again until all the charges have been read (reading time of ab 1 minute for a large CCD).

1 The CCD detector • 1. 4 Advantages of CCDs Mosaïc of 4 CCDs, containing each 2040 x 2048 pixels. This composite detector is about 6 cm large and contains a total of 16 millions pixels (Kitt Peak National Observatory, Arizona).

1 The CCD detector • 1. 4 Advantages of CCDs Quantum efficiency curves of different types of CCDs as a function of the wavelenght compared to the one of other detectors. We can see on this plot the large domain of wavelenghts for the spectral response of CCDs.

Los fotones de rayos X ionizan el gas que hay en el tubo y los electrones libres producto de la ionización crean una corriente que se puede medir. Como gas se emplea argón y otros gases nobles como kriptón o xenón porque no interfieren con los electrones liberados.

Debido a que los distintos tipos de fotones o de partículas tienen distinta penetrabilidad, es posible blindar el “receptor” para que solo detecte de un tipo.