Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Detectores (2/2) 1 TÉCNICAS EXPERIMENTALES EN ASTROFÍSICA I TÉCNICAS EXPERIMENTALES EN ASTROFÍSICA I DETECTORES DETECTORES CCDs CCDs Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Detectores (2/2) 2 CCD: Introducción • Charged-Coupled Devices (CCD): – Tecnología MOS (Metal Oxide Semiconductor) – Mosaico de detectores (uno por pixel) – Detector panorámico –Historia: •Concebidos como almacenamiento de memoria (1970) •Primera imagen astronómica en 1974 •Primer criostato enfriado con Nitrógeno líquido en 1979. •Tamaño 512x320 2048 2 píxeles. •A partir de los 1980 su uso se extendió hasta arrinconar a los detectores hasta entonces en uso salvo para observaciones especiales. Recubrimiento metálico,cerámico o plástico área de imagen registro serie amplificador Conectores Cables de conexión Chip de silicio
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TÉCNICAS EXPERIMENTALES EN ASTROFÍSICA I CCDs · 2013-02-27 · Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Detectores (2/2) 11 CCD: tamaño y mosaicos
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• Charged-Coupled Devices (CCD):– Tecnología MOS (Metal Oxide Semiconductor)– Mosaico de detectores (uno por pixel)– Detector panorámico
–Historia:•Concebidos como almacenamiento de memoria (1970)•Primera imagen astronómica en 1974•Primer criostato enfriado con Nitrógeno líquido en 1979.•Tamaño 512x320 20482 píxeles.•A partir de los 1980 su uso se extendió hasta arrinconar a los detectores hasta entonces en uso salvo para observaciones especiales.
Recubrimiento metálico,cerámico o plásticoárea de imagen
Aplicando una ∆V positiva (~10V) se crea un pozo de potencial bajo el electrodo de manera que los electrones generados en su vecindadquedarían atrapados en él.
CCD: generación y almacenamiento de cargaProceso de detección:• Los semiconductores absorben una gran
cantidad de fotones incidentes, al contrario que los metales que los reflejan.
• La llegada de fotones de suficiente energía produce pares electrón-hueco ya que son capaces de comunicar esta energía a un electrón en la banda de valencia para que salte a la banda de conducción.
10 µm
500 µm
Almacenamiento:• los electrones son almacenados en pozos de potencial bajo cada pixel
en la posición más cercana a su punto de impacto.• La carga acumulada en cada pixel (señal) es directamente proporcional
al número de fotones que impactaron durante la exposición.• La imagen electrónica se corresponde con la imagen óptica y sólo queda
leer la carga acumulada de forma que podamos construir la imagen.
• Los primeros CCDs medían 320 x 512 píxeles de 20 µm.• Actualmente hasta 4k x 4k píxeles.• Si se desea cubrir más superficie detectora en el plano focal del telescopio (mayor campo sobre el cielo) se emplean mosaicos uniendo varios chips.
Cómo calcular el campo de visión sobre un CCDSupongamos un telescopio de focal f y un CCD de A x B píxeles de tamaño ∆x.1. Determínese la escala de placa del telescopio:
P= 206265 /f(mm) [arcsec/mm]2. Determínese el campo cubierto por un píxel:
p= P x ∆x [arcsec/píxel] 3. Campo total abarcado: A p x B p
Ejemplo: f=5000mm, CCD 1024x2048 píxeles de 20 µm:P = 206265 /5000 = 41.25 arcsec/mmp = 41.25 x 0.020 = 0.825 arcsec/pixel1024 x 0.825 = 844.86 arcsec ≈14 arcmin
Mosaico de CCDs: INT Wide Field Camera 4 chips EEV (2048x4100)y otro LORAL (2048x2048) para guiadoPíxeles de 13.5 x 13.5 µmEscala de placa 0.33”/píxelCampo 34’ x 34’
La sensibilidad crece con la temperatura a la que se encuentra el chip.Por eso hay que mantener el chip a una temperatura estacionaria.Se refrigeran para evitar corriente de oscuridad que crece de manera apreciable con la temperatura. Esta función la realizan los criostatos.
CCDs: criostatosEn esta sección transversal esquemática de un criostato se observa que consiste en un contenedor de nitrógeno líquido aislado del exterior (Dewar) que mantiene una temperatura constante de 77K mientras se va evaporando.
El chip CCD se mantiene refrigerado gracias a que un acople conductor térmico (Cu) une el dewar y el chip.
El termostato con un pequeño calefactor que mantiene la temperatura al valor cte. elegido ~150K (-120oC).
Rellenando los criostatos de varias cámaras CCD en el foco cassegrain del WHT. Se observan los depósitos de Nitrógeno líquido y las sondas para introducirlo.
CCD SBIG ST9E utilizada en las prácticas en Astrofísica de la UCM.
En esta imagen CCD de la nebulosa de Orión (M42) el tiempo de exposición ha sido largo para conseguir que se detecte la nebulosidad. Como resultado las estrellas más brillantes del campo han saturado el CCD produciendo ese efecto tan característico.Los pozos de potencial bajo cada píxel tienen una capacidad máxima; si se excede los electrones fluyen a los píxeles contiguos de la misma columna.
Este problema se soluciona obteniendo y combinando en el procesado posterior, varias imágenes de menor tiempo de exposición.
No debe confundirse con el efecto óptico de difracción en la araña del secundario.
CCDs: defectos cosméticos (2)Píxeles calientes:La corriente de oscuridad en ellos es más elevada de lo normal y su señal final es proporcional al tiempo de exposición y no a la cantidad de fotones detectados. (se ven además muchas impactos rayos cósmicos)
Columnas brillantes:Un píxel caliente puede dar lugar a un trozo o una columna completa de píxeles brillantes al estar continuamente introduciendo electrones térmicos.
Los rayos cósmicos e incluso trazas radioactivas en el material de la cámara producen ionización del silicio. Los electronesproducidos son indistinguibles de los fotoelectrones. Se observan unos 2 rayos cósmicos/ cm2 / minuto. Cada sucesoocupa varios píxeles adyacentes y supone varios miles de electrones. Se soluciona combinando varias imágenes sucesivasya que la llegada de rayos cósmicos es un proceso aleatorio.