aula4-TOA-2018

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Técnicas Observacionais em Astrofísica

Prof. Gabriel Hickel

Aula 3 – Detectores Ópticos O que são?

Dispositivos que detectam radiação visível (400 a 900 nm). São detectores incoerentes.

Existem dois tipos básicos de detectores: * quânticos

Interação fóton – elétron Mais sensíveis

ex: olho, filme fotográfico, CCD * térmicos

Aquecimento radiativo Maior cobertura espectral

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Aula 3 – Detectores Ópticos Olho Humano

Utilizado profissionalmente até meados do séc. XX. Problemas: Subjetividade e Deterioração temporal Substituído progressivamente pela fotografia

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Problemas de Definição

Em regiões de alto contraste,

existe tendência de

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Problemas de Orientação Espacial

Dependendo da situação, o padrão de imagem pode induzir a interpretação errada da disposição espacial de elementos.

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Problema na

complementação de cores

A ausência de cores pode

gerar uma falsa

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Receptores na retina: * Bastonetes

Super sensíveis à luz, repondem basicamente à intensidade (não distinguem cores). São responsáveis pela percepção lateral e definição. Utilizam uma molécula foto-sensível (rodopsina) que responde às variações de luz em 10-15

segundos (reação foto-química reversível – até 30 minutos). * Cones

100x menos sensíveis que os bastonetes, mas capazes de distinguir cores. Existem três tipos de cones com moléculas que fazem reações foto-químicas com fótons de comprimentos de onda diferentes.

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Receptores na retina: * Bastonetes

Existem cerca de 100 milhões de bastonetes, espalhados pela retina.

* Cones

Existem cerca de 6 milhões de cones, concentrados na parte central (fovea centralis).

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* Bastonetes

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A resolução angular do olho humano leva em conta não só a ótica do olho, mas também a resolução dos bastonetes-cones. Ela é cerca de 1 minuto de arco (1/60 de grau).

A granulação da imagem é anulada por oscilações rápidas do olho e pela interpretação do cérebro.

A resposta do olho humano à intensidade da luz é logarítmica (Lei de Weber-Fechner)

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Sejam fontes A e B, de modo que o fluxo luminoso delas não sejam iguais. Seja R a resposta do olho humano. Então teremos:

Daí surgiu a escala de magnitudes, utilizada pelos astrônomos desde a antiga Grécia.

 



























B A B A B B A A

F

k

R

F

k

R

F

k

R

log

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A escala original tinha 6 grandezas para o brilho das estrelas. As mais brilhantes eram de primeira grandeza e as mais fracas, de sexta grandeza (escala invertida). A constante

k vem da igualdade:

Uma estrela de sexta grandeza é o limite do olho humano e corresponde a aproximadamente 3×10-15_W.

A sensibilidade do olho humano degrada com a idade. Ela é máxima aos 15 anos e começa a decair por volta dos 30 anos. Aos 60 anos ela é 30% do que era aos 30.

 

5 ,

2 ...

50627

,

2 log

1 







k

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Aula 3 – Detectores Ópticos Emulsão Fotográfica

A emulsão fotográfica foi o principal detector astrofísico até os anos 1980. A fotografia surgiu por volta de 1820 e foi utilizada pela primeira vez na astrofísica em 1839 (Loius Daguerre).

daguerreótipo da Lua 1851

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O processo é foto-químico. Fótons são absorvidos pelos grãos de prata (inúmeras receitas, com tamanhos de 0,1 a 10m). A intensidade luminosa transforma-se em densidade (opacidade), através do processo de revelação. A eficiência quântica é muito pequena (cerca de 1%).

Uma emulsão fotográfica é na verdade uma suspensão sob o ponto de vista físico-químico. Sais de brometo de prata (AgBr) estão em suspensão em uma gelatina. A prata isolada é a chamada imagem latente.

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Estes átomos de prata funcionam como marcadores para o processo de revelação, onde mais prata é adicionada ao marcador.

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Enretanto, a emulsão fotográfica é capaz de “acumular” fótons e com o tempo adequado, ir mais fundo que o olho humano. Também é um registro impessoal e permanente.

Grãos maiores tornam a emulsão mais sensível, mas desta forma, a resolução cai. O compromisso entre os dois faz com que o tamanho dos grãos seja limitado.

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A resposta espectral do AgBr pende para o azul. Algumas substâncias corantes presas aos cristais fazem com que a reação também aconteça para outros comprimentos de onda.

Rosa

AgBr

Amarelo

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A resposta à exposição de luz não é sempre linear e existe saturação:

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Além da baixa sensibilidade, existem outros problemas que minaram a utilização da emulsão fotográfica:

* repetibilidade;

* resultados somente após revelação; * análise demorada;

* digitalização.

Mesmo assim, o acervo de placas de todos os observatórios do mundo ainda é um conjunto de dados que não pode ser desprezado. Alguns dos catálogos de fontes astrofísicas atuais ainda são baseados em placas fotográficas passadas.

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Aula 3 – Detectores Ópticos Fotomultiplicadoras

As fotomultiplicadoras são baseadas no efeito foto-elétrico.

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Ainda têm importância na astrofísica atual para observações de variações rápidas e na região do UV (10 a 300nm) onde os CCDs não são muito sensíveis.

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Têm um alto poder de amplificação do sinal, para cada e- _{produzido na entrada, até 10}6 _e- _{decorrem na saída. A}

amplificação é feita com o uso de alta voltagem (~1.000 V), mas de forma contralada para que os elétrons não escapem sozinhos (corrente de escuro).

O material do cátodo fornece a frequência de corte. Pode ir de NaCl (150 nm) até Ag (1100 nm).

As desvantagens são:

* sensibilidade não é linear * muitas fontes de ruído

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Aula 3 – Detectores Ópticos

Detetores de estado sólido (CCDs)

Antes de entendermos o funcionamento dos CCDs e outros detectores de estado sólido, é necessário compreender o papel dos semicondutores.

Relembrando, nas ligações moleculares temos átomos doadores e átomos receptores, dependendo da valência:

H + Cl  HCl onde o H “cede” um elétron ao Cl Ca + S  CaS onde o Ca “cede” dois elétrons ao S

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Entretanto, existe um grupo de átomos com 4 elétrons na camada de valência, que não são bons doadores, nem receptores. São eles: C, Si, Ge, Sn, Pb. Esses átomos reunem-se em estruturas cristalinas (C é excessão).

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Aplicando-se um potencial, pode-se arrancar um elétron da camada de valência para a de condução (formação de pares). A dopagem pode aumentar a condutividade do material. Vantagem: condução controlada!

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Pode-se unir os tipos P e N em uma junção PN (diodo). Esta junção tem um potencial mínimo associado para a condução.

Aplicando-se luz nesta junção, pode-se mover elétrons da camada de valência para a de condução.

A recíproca é verdadeira (LEDs).

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Um detector tipo CCD é uma matriz de pequenos elementos feitos de junções PN e que funcionam com base no efeito foto-elétrico.

CCD é a abreviação de Charge-Coupled Devices. Foi inventado em 1969 por Boyle e Smith. Uso na astronomia começou na década de 70 do século passado. Hoje dominam a aquisição de imagens no óptico.

Primeira Imagem: Urano – 1975 University of Arizona / JPL

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Como um elemento de CCD funciona (pixel).

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Como um CCD é lido.

Transferência de carga Mudança de potencial

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to output amplifier

output

register

pixel

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Características importantes de um CCD.

•Iluminação: front ou back-illuminated

•Cosmética: qualidade dos elementos (pixels) •Ruído de Leitura (read-noise): cargas adicionais •Ganho: reposta por ADU

•Eficiência Quântica: produção de pares •Faixa Dinâmica: poço de potencial

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•Cosmética: qualidade dos elementos (pixels)

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Detetores de estado sólido (CCDs) Vantagens do CCDs:

* Grande eficiência quântica

* Cobrem praticamente todo o vísível * Produzem imagens já digitalizadas * Boa resolução espacial

* Pequeno ruído

* Grande faixa dinâmica * Alta precisão fotométrica * Linearidade

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Detetores de estado sólido (CCDs) Problemas do CCDs:

* Saturação

* Raios-Cósmicos

* Refrigeração (ruído térmico)

* Tamanho reduzido (mudando com o tempo) * Tempo de leitura (mudando com o tempo)

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Recentemente foram inventados os EB-CCDs ou ICCDs. São CCDs precedidos de fotomultiplicadoras inidividuais nos pixels. São muito mais sensíveis e rápidos (alto ganho).

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LEITURA RECOMENDADA (versão nova):

•Observational Astrophysics (Lená, Lebrun, Mignard) – pags.

323 a 351, 356 a 363, 366 a 376