Detectores Detectores

Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
Detectores
1
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
Detectores
1. Introducción
2. Fenómenos físicos
3. Semiconductores
4. Definiciones básicas
5. Detectores más comunes
6. Detectores particulares
Bibliografía
Detectors of Light - G. Rieke
To Measure the Sky (Chapter 7-8) - F. R. Chromey
Observational Astrophysics (Chapter 7)
P. Léna, D. Rouan, F. Lebrun, F. Mignard & D. Pelat
Electronic Imaging in Astronomy (Chapter 11-12) - I.A. McLean
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1. Introducción
1.1.Instrumentos astronómicos
El objetivo es recolectar datos con
elevada eficiencia y en un formato que
pueda
ser
analizado
por
una
computadora
Actualmente es posible:
• Recolectar fotones individuales con
alta eficiencia en un amplio rango
espectral
• Extraer rápidamente información
diversa de el (o los) objeto(s) bajo
estudio
• Información de posición
• Información espectral e
• Información temporal
Aunque esto NO es necesariamente
simultáneo y NO es producto de un
único instrumento
Instrumento
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1. Introducción
1.2.Definición
Se denominan “detectores” a los
dispositivos
que
traducen
los
portadores
de
información
(generalmente fotones) en una señal
que
permita
ser
analizada
y
almacenada
Instrumento
En primera instancia puede ser:
una corriente,
un potencial eléctrico, ó
una carga eléctrica
En última instancia
un conjunto de bits (representados fisicamente de una
forma conveniente) en un
dispositivo de almacenamiento
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1. Introducción
1.3. Conceptos generales
Un detector real solo traduce
parte de toda la señal que
recibe y además introduce
más ruido
La Eficiencia Cuántica (QE)
indica el porcentaje de señal
que puede traducir el detector
La Eficiencia Cuántica de
Detección (DQE) inidica que
tanto ruido introduce el propio
detector
Utilidad (en relación al ojo)
Los detectores son necesarios para:
la
sensibilidad
de
los
• Incrementar
instrumentos
• Tener la posibilidad de integrar las
observaciones
• Permitir el almacenamiento de la información
• Acceder a otras regiones del espectro
electromagnético
• Los “detectores astronómicos” (en parte)
impulsan desarrollos tecnológicos
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1. Introducción
1.4.Conceptos generales
Objetivo ideal: de un detector:
Este consiste en obtener un Cubo de
Datos, esto es posición y color (3D, tres
dimensiones). O 5D (cinco dimensiones) si
se incluyen la polarización y el tiempo
Detectores reales
Genealmente, sólo miden intensidad
(no distinguen color, ni polarización, salvo
excepciones)
Solo cubren a lo sumo 2 dimensiones (2D),
Conclusión
Se debe mapear una sección del “cubo de
datos” (3D) en un detector 2D con la ayuda
de la óptica del instrumento (tomar
rebanadas)
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1. Introducción
Ejemplos:
El ojo humano
(retina)
Fotomultiplicadora
CCD
TK2048EB4-1
backside thinned
(ESO – VLT)
Placa fotográfica
Una de las primeras
fotografías de la Luna,
Henry Draper, 1840
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1. Introducción
1.5.Fenómenos Físicos
Existen diversos fenómenos físicos vinculados con la interacción
entre los fotones (o radiación em) y la materia que son utilizados
en los detectores astronómicos
Entre ellos se destacan
a)
b)
c)
d)
e)
f)
g)
Efecto fotoquímico
Efecto fotoeléctrico
Efecto Auger
Efecto Compton
Producción de pares
Inducción electromagnética
Efecto térmico
El uso de uno u otro depende de varias causas, como pueden ser:
• el grado de avance tecnológico,
• material del detector o
• el rango espectral de trabajo
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1. Introducción
1.6.Materiales
Existen varios materiales adecuados para que su interacción con
los fotones sea eficiente
En particular, los “semiconductores” son un tipo de material
muy flexible para diversas aplicaciones, ya sea como base para
los detectores como para los circuitos electrónicos que los
gobiernan
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Detectores
1. Introducción
2. Fenómenos físicos
3. Semiconductores
4. Definiciones básicas
5. Detectores más comunes
6. Detectores particulares
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2. Fenómenos Físicos
El ojo humano
(retina)
a) Efecto fotoquímico
En este proceso, los fotones
alteran las uniones químicas de
una sustancia
Los casos representativos son:
- La retina:
En general, los receptores
biológicos
- Las placas fotográficas:
Sustancias que producen
cambios
en
su
color
(oscurecimiento)
http://www.cheresources.com/content/articles/
other-topics/chemistry-of-photography
Fotoquímica
de la
fotografía
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2. Fenómenos Físicos
b) Emisión fotoeléctrica de sólidos en vacio
Los fotones liberan electrones de un sólido, por lo
que deben tener una energía mínima (φ = función
trabajo) que en los metales es del orden de 4-5 eV.
Este efecto se utiliza en rayos X, UV, visible.
E f = hν = φ + EKe
La cantidad de electrones liberados
indica el número de fotones
incidentes
Dependencia de la máxima energía cinética de
los fotoelectrones con la frecuencia de la luz.
La figura indica el resultado para tres
materiales diferentes (diferentes φ)
El valor de la tensión de frenado
indica la energía de los fotones
incidentes
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2. Fenómenos Físicos
c) Efecto Auger en cascada
Un foton muy energético ioniza un átomo
de un elemento gaseoso o sólido
(semiconductor) y sucesivamente se
produce (para una dada sustancia) una
cantidad de electrones libres proporcional
a la energía del foton incidente.
Cada foton incidente produce una
cascada (o grupo) diferente de electrones
en el material
Los fotones deben ser muy energéticos
(E > 10 eV) por lo que el efecto se utiliza
para radiación UV y rayos X
(a E ~ 10 KeV el proceso se torma ineficiente)
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbasees/
Atomic/auger.html
La cantidad de electrones liberados
indica la energía del foton
La cantidad de grupos de electrones
indica el número de fotones
incidentes
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2. Fenómenos Físicos
d) Efecto Compton
Los fotones transmiten parte de su energía e impulso a los
electrones de un material (usulamente un cristal).
Los electrones producidos son energéticos y ellos
producen efectos secundarios que pueden ser detectados
e) Producción de pares
Este proceso consiste en la creación de una
partícula elemental y su antipartícula
El ejemplo clásico es la generación de un par
electrón-positrón cuando un foton muy
energético interactua con un núcleo atómico
E0 > 2 m0 c2
m0 = masa en reposo del electrón
E0 > 2 x 0.511 MeV = 1022 MeV
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2. Fenómenos Físicos
f) Inducción electromagnética
La radiación electromagnética produce una corriente (y
una tensión) variable en un conductor (dipolo o antena)
Este método se utiliza para bajas energias (λ > 0.2 mm)
g) Efecto térmico
Los fotones (o el campo em) son absorbidos por
un material y transformados en energía interna (o
térmica) originando un cambio de temperatura.
El cambio de temperatura se puede medir (por ej.)
por un cambio en la resistividad del material
Este efecto se utiliza tanto en altas energías
(calorímetros)
como
en
bajas
energías
(bolómetros)
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2. Fenómenos Físicos
Clasificación de detectores
Detectores de fotones
Los fotones individuales liberan una o más partículas
(generalmente electrones) al interactuar con un material
Es posible solo para fotones suficientemente energéticos
(varios eV; λ < 200 µm): Rayos γ, rayos X, UV, visible, IR
Detectores de ondas
El campo eléctrico variable de la luz (radiación
electromagnética) induce una tensión eléctrica en un
dipolo
Se utiliza cuando los fotones no poseen suficiente energía
(ondas milimétricas y centimétricas)
Detectores térmicos
La energía de la luz incrementa la energía interna
(temperatura) de algún material y se mide ese cambio
Se utiliza en ondas submilimétricas e IR, rayos X y rayos γ
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Detectores
1. Introducción
2. Fenómenos físicos
3. Semiconductores
4. Definiciones básicas
5. Detectores más comunes
6. Detectores particulares
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3. Semiconductores
3.1. Bandas de Energía
Formación de bandas de
energía por acumulación de
átomos
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3. Semiconductores
3.1. Bandas de Energía
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3. Semiconductores
3.2. Materiales
Elementos del grupo IVa de la Tabla
Periódica
Combinaciones de elementos
grupos diferentes:
• semiconductores III-V
• semiconductores II-VI
de
dos
Ejemplos
Si: Silicio
Ge: Germanio
Elementos más comunmente utilizados en la
AsGa: Arseniuro de galio
fabricación de semiconductores
InSb: Antimoniuro de indio (“ins-bee”)
HgCdTe (Mercurio-Cadmio-Telurio = MCT): Teluro de mercurio-cadmio
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3. Semiconductores
3.2. Materiales
Chomey 2010
To Measure the sky
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3. Semiconductores
3.2. Materiales:
Ejemplo (simplificado)
La banda prohibida del silicio es de EG = 1.12 eV = 2x10-19 J
Determinar la máxima cantidad de electrones que podrian liberarse en caso de incidir:
a) Un foton infrarrojo (λ = 1µm)
b) Un foton visible (λ = 550 nm)
c) Un foton de rayos X (E = 1 keV)
Nota: considerar que el 100% de la energía del foton es trasferida a los electrones
Respuesta
a) NIR = (hc/λ) / (2x10-19) = 0.9 = 0 electrones
b) NOPT = (hc/λ) / (2x10-19) = 1.8 = 1 electrones
c) NX = E / (2x10-19) = 800 electrones
Conclusiones;
- El Si no puede utilizarse en el infrarrojo
- La cantidad de electrones en el óptico indica la cantidad de fotones incidentes
- La cantidad de electrones en rayos X indica la cantidad de energía de un foton
incidente
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3. Semiconductores
3.3. Impurezas
Semiconductor intrínseco
Se denomina así a aquel constituido por un
elemento sin impurezas
Semiconductor Intrínseco
A T = 0 K todos los electrones se hallan
debajo del nivel de Fermi ocupando en sus
niveles más elevados la banda de valencia
A una temperatura T algunos electrones (ne)
adquieren suficiente energía para saltar la
banda prohibida generando huecos (nh) en la
banda de valencia
ne = nh = A T
3/ 2
e
−
EG
2 kT
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3. Semiconductores
3.3. Impurezas
Semiconductor dopado
Se denomina así a aquel constituido por
un elemento con impurezas
Semiconductor
Dopado
Las impurezas pueden ser:
• Donoras (semiconductor tipo N):
Ellas introducen electrones (ND) que
pueden alcanzar más faciltmente la
banda de conducción
• Aceptoras (semiconductor tipo P):
Ellas introducen falta de electrones
que inducen más facilmente la
generación de huecos (NA) en la
banda de valencia
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3. Semiconductores
3.4. Dispositivos: a) Juntura PN
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3. Semiconductores
3.4. Dispositivos: a) Juntura PN
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3. Semiconductores
3.4. Dispositivos: a) Juntura PN
Animación que representa el funcionamiento de una
Juntura PN
http://www.pfk.ff.vu.lt/lectures/funkc_dariniai/diod/index.html
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3. Semiconductores
3.4. Dispositivos: b) Capacitor MOS
Este disposicivo es un elemento básico de
importantes detectores astronómicos
En su diseño más elemental, se compone por
tres capas:
• Un bloque de semiconductor (silicio) tipo p
(conectado a tierra)
• Una capa de aislante (dióxido de silicio)
• Un elemento conductor denominado “gate”
(conectado a un potencial positivo)
El potencial positivo genera una zona
desprovista de portadores mayoritarios (huecos)
en el semiconductor tipo p. Esta zona se
denomina “depetion zone”
Esquema de un capacitor MOS
(Metal-Oxido-Semiconductor)
Este dispositivo permite almacenar electrones
generados
por
fotoionización
en
la
“depletion zone”
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3. Semiconductores
3.5. Fenómenos físicos:
a) Fotoconductividad en semiconductores
Los fotones liberan electrones dentro del material
necesitando solo energía para saltar la banda prohibida
(menos que la necesaria para expulsar un electrón del
material)
Los electrones liberados alteran la conductividad del
semiconductor, de esta forma la intensidad de la
corriente (i) que circula por el semiconductor sometido
a una diferencia de potencial depende de la cantidad
de fotones incidentes.
Se pueden utilizar:
• Semiconductores intrínsecos
• Semiconductores dopados para aumentar la
conductividad
• Junturas pn: En este caso el fenómeno es similar
al caso de semiconductores dopados, pero se
logra una señal con menor ruido
En el circuito de la figura, el
valor
del
potencial
V0
depende de la cantidad de
fotones incidentes
V0 =
RL
V+
RL + rs
rs = función del nro. de fotones
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3. Semiconductores
3.5. Fenómenos físicos
b) Efecto fotovoltaico en junturas
Los fotones generan pares electrón-hueco
Los pares son separados por el campo
eléctrico de una una “juntura p-n”
∆V
El potencial de la juntura se ve alterado y
una medida del mismo indica la cantidad
de fotones incidentes
Los dispositivos que usan este efecto se
denominan “fotodiodos”
Este es el efecto en el que se basan los
paneles solares
∆V =
eδ x
εS
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3. Semiconductores
3.5. Fenómenos físicos
I (negativa)
I (negativa)
(a) Fotoconductividad en semiconductores
(b) Efecto fotovoltaico en junturas con carga
(c) Efecto fotovoltaico en junturas en vacio
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Detectores
1. Introducción
2. Fenómenos físicos
3. Semiconductores
4. Definiciones básicas
5. Detectores más comunes
6. Detectores particulares
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4. Definiciones y propiedades
4.1. Sensibilidad con la posición
En este sentido se distinguen dos clases de
detectores:
• Detectrores
“monocanal”:
No
proveen
información de donde proviene la señal (o lo
hacen muy rudimentariamente)
Fotomultiplicadora
• Detectores “multicanal”: Distinguen las
señales que provienen de diferentes direcciones
Detectores de imagen
Se denominan asi a los detectores multicanal, ya
que al proveer información espacial de la dirección
de arribo de los portadores, permiten formar de una
forma directa una imagen de la zona observada
CCD
TK2048EB4-1 - backside thinned
(ESO – VLT)
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4. Definiciones y propiedades
4.1. Sensibilidad con la posición
Detector “monocanal”
Solo distingue una única dirección (con un ángulo
sólido asociado) en cada observación (realizada
durante un tiempo de integración)
• Se puede formar una imagen haciendo
sucesivas medidas en diferentes direcciones a
lo largo del tiempo (p.e: TV scanning)
• Las “frecuencias espaciales” se transforman en
“frecuencias temporales” de la señal.
• Este método se usa en ondas milimétricas y
radio (en IR en sus orígenes)
Ventaja: Todas los elementos de la imagen
generada usan el mismo detector por lo que la
respuesta es uniforme
necesitan
hacer
varias
Desventaja:
Se
observaciones para formar una imagen
TV scanning
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4. Definiciones y propiedades
4.1. Sensibilidad con la posición
Detector “multicanal”
Detector
multicanal
(CCD)
En cada medida se obtiene una imagen
Son más eficientes que los detectores
monocanal en cuanto al uso del tiempo de
Detector multicanal
telescopio
(Placas fotográficas)
Ventaja: Es posible obtener una imagen de una
forma directa con una sola observación
Desventaja: Cada elementos de la imagen
generada usa una parte del detector diferente
por lo que la respuesta NO es uniforme
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4. Definiciones y propiedades
4.1. Sensibilidad con la posición
Pixel (“picture element”)
En principio se denomina así a “un elemento de
una imagen”, aunque también se denomina de la
misma forma a cada elemento individual de un
“detector multicanal” que da origen a un elemento
de imagen
Imagen
Pixel
(como elemento de imagen)
Detector
multicanal
(CCD)
Pixel
(como elemento de un
detector multicanal)
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4. Definiciones y propiedades
4.1. Sensibilidad con la posición
Píxeles y resoluciones
El tamaño de los pixeles o granulación debe estar
de acuerdo con la “resolución” con la que se
pretende trabajar:
• Imágenes (resolución espacial): Esta se
vincula con la máxima frecuencia espacial
(máximo detalle) de la imagen a obtener
(“seeing”)
• Espectros (resolución espectral): Esta se
vincula tanto con el “seeing” como con otras
características del instrumento como el ancho
de la ranura y la resolución del elemento
dispersor
Imagen
muestreada
correctamente
FWHM ~ 2-3 pixeles
Teorema de Nyquist-Shannon
Teorema de muestreo de señales
permite vincular el tamaño del pixel
con la resolución buscada
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4. Definiciones y propiedades
4.2. Eficiencia y rendimiento
Eficiencia cuántica
Quantum efficiency, QE
Es el porcentaje (o fracción) de fotones incidentes
que son detectados
Nota: Una detección se puede definir de diferentes formas,
como “la cantidad de cristales formados” para el caso de una
emulsión fotográfica o “la cantidad de pares electrón-hueco”
en el caso de un semiconductor.
QE =
N Detecciones
N Fot Incidentes
2
SNRRe
al
δ = DQE =
2
SNRIdeal
Eficiencia cuántica de detección
Detective quantum efficiency, DQE = δ
Es el cuadrado del cociente de la SNR de salida
respecto a la SNR de entrada
Este parámetro tiene en cuenta tanto la pérdida de
detección (QE < 1) como la introducción de ruido
adicional generado por el detector mismo (σDetec)
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4. Definiciones y propiedades
4.2. Eficiencia y rendimiento
η=
Eficiencia cuántica de absorción
N Fot Absorbidos
N Fot Incidentes
Absorptive quantum efficiency, η
Es el cociente entre la cantidad de fotones absorbidos
(no necesariamente detectados) y la cantidad de
fotones incidentes
Como los fotones absorbidos no son necesariamente
detectados QE ≤ η
q. yield =
N Detecciones
N Fot Detectados
Rendimiento cuántico
Quantum yield
Es la cantidad de “eventos de detección” producidos
por cada foton que incide
Este parámetro distingue si un foton determinado
produce un solo evento o varios eventos (p.e.
generación de un solo par electrón-hueco o de varios
pares electrón-hueco)
Este parámetro puede ser 1 o mayor que 1 !!!
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4. Definiciones y propiedades
4.2. Eficiencia y rendimiento
Respuesta espectral
Esta es la dependencia de la QE o de la DQE de un detector con la
longitud de onda
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4. Definiciones y propiedades
4.3. Varias
Rango dinámico
Intervalo de valores de señal en los que
el detector responde linealmente (o, al
menos, como una función conocida)
Se lo puede definir como el cociente entre
la máxima y mínima señal registrable.
Mide la capacidad del detector para
registrar señales de muy diferente nivel,
sin saturarse.
Ganancia
Se define asi a la amplificación de la señal producida por el detector
Umbral
Límite mínimo de señal admitido por el detector
Saturación
Límite máximo de señal admitido por el detector
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4. Definiciones y propiedades
4.3. Varias
Respuesta temporal: Se define así a la respuesta que presenta un
detector a un impulso como señal de entrada
Entrada
Dispositivo
Salida
F
fc ∝
1
τ
t
Impulso
(δ de Dirac)
Respuesta al
impulso
Función
Transferencia
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4. Definiciones y propiedades
4.3. Varias
Resolución espectral: Este es un dato usual
en detectores de altas energías (rayos X y γ),
ya que ellos suelen proveer información de la
energía de los fotones detectados
Estabilidad: Esta indica que tan duraderas en
el tiempo son las diferentes características de
un detector
Por ejemplo:
• La sensitividad de las placas fotográficas se
degrada con el tiempo, especialmente si
hay elevada humedad
• La sensitividad de los detectores a bordo
de los satélites puede variar con el tiempo
debido a la exposición a elevada radiación
y rayos cósmicos
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Detectores
1. Introducción
2. Fenómenos físicos
3. Semiconductores
4. Definiciones básicas
5. Detectores más comunes
6. Detectores particulares
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5. Detectores más comunes
Hiparco
(190 a.C. - 120 a.C.)
5.1. El ojo humano
Este ha sido el detector utilizado en la mayor parte
de la historia de la Astronomía
Es un detector muy versatil:
• Apertura: variable (2-8 mm) y limitada
(aunque es mejorable mediante el uso de
telescopios)
• Distancia focal: variable
~ 14mm; visión cercana
~ 17mm; visión lejana
• Rango dinámico: Muy amplio (100 000 : 1)
Se trata de un detector no lineal, considerado
originalmente como logarítmico (escala de
magnitudes) y actualmente como ley de
potencias. Este hecho le permite tener un
rango dinámico relativamente amplio.
P. Lowell
(1855-1916)
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5. Detectores más comunes
5.1. El ojo humano
Resolución espacial: Aproximadamente 2’
Resolución
en
intensidad:
Percibe
diferencias del 2% en iluminación
Resolución espectral: Percibe diferencias
de 1 nm en color
Resolución temporal: Detecta variaciones
rápidas (30 Hz)
Cantidad de receptores: Elevada
• Conos: 6-7 milliones (detectan colores)
• Bastoncitos: 100 milliones (detectan solo
niveles de grises)
Eficiencia cuántica: Muy baja
~ 3%;conos
~ 10%; bastoncitos
de
Respuesta
temporal
(tiempo
integración): es fija y de solo ~ 0.1 seg.
Cobertura espectral: Acotada
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5. Detectores más comunes:
5.2. Placas fotográficas
Una de las primeras
fotografías de la Luna,
Henry Draper, 1840
La fotografía fue inventada a mediados del siglo
XIX, pero su uso en astronomía se hizo común
alrededor de 1900
La placa fotográfica consta básicamente de dos
partes:
• Una emulsión: Sustancia (p.e. AgBr) cuya
composición química se ve alterada por
acción de los fotones. Estas alteraciones se
detectan como un cambio de color
(oscurecimiento) luego de un proceso químico
adicional (revelado)
• Un soporte: Su función es mantener la
emulsión y puede ser de vidrio o plástico
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5. Detectores más comunes:
5.2. Placas fotográficas
Curva característica: Es uno de
los parámetros más importante:
Ventajas
• La simplicidad
• La capacidad de integrar flujos bajos
• El gran tamaño (ideales para surveys)
Desventajas
• No linealidad
• Rango dinámico limitado
• Es necesario digitalizarlas
• Bajo rendimiento cuántico
(usualmente ~ 4%; en 1991 se llegó al 10%!!)
• debe ser λ < 800 nm (límite IR de la
parte visible)
Nota: Un haz de electrones provoca efectos
similares a los fotones sobre las placas
fotográficas. Ello permite detectar partículas
energéticas (“emulsiones nucleares”)
 Flujo in
d = log 
 Flujo
out





E=Ixt
d = densidad (d = 0.3 => 50% de transmisión)
E = exposición
I = intensidad recibida
t = tiempo de exposición
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5. Detectores más comunes:
5.2. Placas fotográficas
Ejemplos:
Estudio de objetos extendidos
Estudios espectrales
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5. Detectores más comunes:
5.3. Fotomultiplicadoras (“PMT”)
Utilizan el efecto fotoeléctrico y lo amplifican.
Ellas se comenzaron a utilizar en la década
del 50
Son perfectamente lineales hasta la
“saturación” (esta destruye al fotocátodo) y
poseen gran “rango dinámico”
Se las utiliza en el rango de longitudes de
onda entre 20 nm y 1200 nm
• El límite UV es la cascada de electrones
• El límite IR es la “función trabajo” del
material
Poseen una respuesta temporal muy corta
(~nanoseg.) que viene dada por el tránsito
entre electrodos
50
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.3. Fotomultiplicadoras (“PMT”)
Necesitan refrigerarse para reducir la corriente de oscuridad
La “eficiencia cuántica” es de ~30% en el mejor de los casos
Formas de medidas:
• Integración de cargas
• Conteo de cargas en un “burst” de fotones
http://micro.magnet.fsu.edu/primer/digitalimaging/digitalimagingdetectors.html
51
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2015
5. Detectores más comunes:
5.3. Fotomultiplicadoras (“PMT”)
Las
PMT
han
sido
utilizada
clásicamente para la determinación
precisa del brillo de las estrellas en el
óptico (p.e. UBV)
La PMT recibía continuamente toda la
luz que pasaba a través de un pequeño
orificio (diafragma) localizado en el
plano focal del telescopio. De esta
forma era posible seleccionar la
dirección de los fotones detectados.
52
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.3. Fotomultiplicadoras (“PMT”)
Las fotomultiplicadoras han sido en gran parte suplantados
por CCDs como detectores en los telescopios ópticos
Siguen siendo muy útiles como:
• detectores de rayos cósmicos
• detectando radiación Cherenkov y/o radiación de
fluorescencia en telescopios de neutrinos y telescopios
de rayos γ
Matriz de 440
fotomultiplicadoras
Observatorio Pierre
Auger (Mendoza)
53
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume – 2015
5. Detectores más comunes:
CCDs
5.4. Detectores de estado sólido
Son
detectores
(generalmente)
multicanal
construidos
utilizando
técnicas de microelectrónica
En astronomía se necesitan detectores
con el mayor tamaño posible y este
viene impuesto por el diámetro de la
oblea (wafer) de silicio
Se fabrican de forma similar:
• Los detectores como una matriz de
píxeles
• La electrónica necesaria para
manejarlos
Las obleas de silicio se fabrican
de diversos tamaños (5 – 30 cm)
Circuitos
integrados
54
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes
5.4. Detectores de estado sólido
Dispositivos monolíticos
En este caso se construye tanto los
elementos detectores como la electrónica en
un mismo material semiconductor
Se utilizan en el rango visible (con Si).
Nota: En el IR cercano (1-5 µm) se utilizan con InSb
o HgCdTe aunque estos se hallan en fase
experimental
Dispositivo híbrido
Dispositivos híbridos
En este caso el detector se construye con
dos materiales unidos mecánicamente:
• Un material semiconductor que detecta
los fotones
• Un material (Silicio) en el que se
construye la electrónica para leer las
cargas generadas
55
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Existen
diferentes
tipos
de
detectores dependiendo del efecto
que utilicen para medir los fotones
G. Smith y W. Boyle inventaron
el CCD en Bell Labs en 1969
CCDs: “Charge coupled devices”
Son detectores multicanal monolíticos
en los que cada pixel genera
electrones por efecto de fotoeléctrico y
almacena los electrones producidos
(capacitores MOS)
Poseen un circuito de lectura que
permite transportar las cargas en
forma sincronizada
Image area
Metal,ceramic or plastic package
Connection pins
Gold bond wires
Bond pads
Silicon chip
Serial register
On-chip amplifier 56
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Transporte de cargas en un CCD
Esquema de un capacitor MOS
(Metal-Oxido-Semiconductor)
Mecanismo de trasporte
de cargas en un CCD
57
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Transporte de cargas en un CCD
http://en.wikipedia.org/wiki/File:CCD_charge_transfer_animation.gif
58
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2015
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Funcionamiento de un CCD
El funcionamiento “clásico” de un CCD
consta de los siguientes pasos:
Integración
• Los fotones recibidos son convertidos
en electrones que se almacenan en el
pozo de potencial de cada pixel
Lectura
• Desplazamiento de la carga un pixel de
cada una de las filas hacia el registro
serie
• Desplazamiento de las cargas del
registro serie
• Repetición de los dos últimos pasos
hasta completar todos los pixeles
59
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2015
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Funcionamiento de un CCD
Analogía mecánica
Lluvia = fotones
Agua almacenada = electrones
Recipientes = pixeles
Mecanismo = electrónica
60
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Tipos de CCDs
Los fotones son absorbidos por un
semiconductor de forma diferente
dependiendo de su longitud de onda
λ
http://www.public.asu.edu/~rjansen/ast598/
Los fotones azules tienen más
dificultad para generar pares electrónhueco lo que disminuye la eficiencia
cuántica del CCD
Este problema da origen a diferentes
tipos de CCDs que usan distintas
técnicas para minimizarlo
61
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Tipos de CCDs
CCDs gruesos
(iluminados por el frente)
CCDs delgados
(iluminados por detras)
62
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Tipos de CCDs
Kodak Kaf1401
MIT/LL CC1D20
CCD grueso iluminado por el frente
La estructura superficial de los
electrodos en un CCD grueso
iluminado por el frente provoca una
superficie multicoloreada debido a un
patrón de interferencia
CCD delgado ilumunado por detrás
Este tiene una superficie con una
apariencia mucho más plana
(además de tener un costo de al
menos el doble!!)
63
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Características generales de un CCD
Ganancia baja (unas pocas unidades)
Ruido de lectura bajo
Alta linealidad
Amplio rango dinámico
Limitaciones:
• Rango espectral: El silicio impone un límite (λmax Si = 1140 nm). Se los puede
utilizar (en forma clásica) en el UV cercano, visible e IR cercano
• Tamaño. Aunque se trata de compensar este problema haciendo mosaicos,
• Respuesta temporal: El tiempo de lectura es elevado (~50-100 µseg/pixel) por
ahora...
64
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Características generales de un CCD
65
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Características generales de un CCD
66
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Detectores en el IR
Dado que los fotones en el IR poseen
baja energía no es posible utilizar
silicio (Si) intrínseco ya que poseen
bandas prohibidas con valores elevados
Se puede utilizar entonces:
IR cercano (λ < 40 µm):
• Ge intrínseco o Si dopado
• InSb y el HgCdTe en los que se
puede regular los valores de las
bandas prohibidas de acuerdo con
la proporción de cada elemento
IR lejano (λ > 40 µm):
• Germanio dopado (pe: Ge:Ga)
Banda
prohibida
regulable en
HgCdTe
Si
Ge
InSb
HgCaTe
EG(eV)
λC[µm]
1.12
0.67
0.18
0.10
1.11
1.85
6.90
12.4
67
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2015
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Detectores en el IR:
Caracterísitcas de Ge dopado
Para que un semiconductor dopado
sea eficiente debe encontrarse a
muy baja temperatura (T ~ 4K) que
se consigue utilizando He líquido
Saleh & Teich 1991 in Fundamentals of Photonics
68
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Detectores en el IR
NEP (“noise equivalent power”)
Este indica el ruido en los detectores IR
Viene dado por el valor de señal necesario
para que a la salida del detector tenga una
SNR = 1 (considerando solo ruido del
detector)
En el IR el principal inconveniente es la
generación térmica de cargas
Es necesario trabajar a temperaturas muy
bajas:
• 77 K a 2.5µm
• 4-20 K a longitudes de onda mayores
Actualmente
se
encuentran
disponibles arreglos de InSb y
HgCaTe de hasta 2048 x 2048
La QE es del 60 – 80%
El ruido es de 40 e-/pixel
El costo es de ~ £300,000!!
69
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Detectores en el IR (1-40µm)
El límite impuesto por el silicio hace que en
el IR se utilcen ampliamente los detectores
híbridos
con
tecnología
CMOS
(“Complementary MOS”)
Una de las limitaciones de los detectores
híbridos es la necesidad de un control
extremadamente preciso en las dimensiones
de cada fase para que exista un acople
mecánico adecuado
Dispositivo híbrido
A pesar de las dificultades se han construido
detectores híbridos infrarrojos de gran
cantidad
de
píxeles
(1024x1024
o
2048x2048) de tamaños de 18 a 30 µm
70
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2015
5. Detectores más comunes:
Si
5.4. Detectores de estado sólido
Dispositivos CMOS: Funcionamiento
Se le aplica a cada pixel un voltaje
constante (“reset”).
MCT
Los fotones que llegan generan cargas
en el substrato del detector y reducen el
valor de este voltaje original.
La señal que se mide es el voltaje
remanente, proporcional a la radiación
recibida.
La saturación en este caso ocurre
cuando
el
voltaje
ha
sido
completamente reducido por los fotones
incidentes
Esquema básico de un pixel de
un detector IR
http://www.intechopen.com/books/photodiodesfrom-fundamentals-to-applications/noiseperformance-of-time-domain-cmos-image-sensors
71
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Dispositivos CMOS
Dependiendo del rango espectral,
para disminuir el voltaje en cada pixel
al incidir los fotones se puede utilizar
Efecto fotovoltaico: 1-10 µm
Fotoconductividad en semiconductores: 4-40 µm.
Fotoconductividad en semiconductores
Detector elemental de tres píxeles
Rango de uso: 4-40 µm
72
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido: CCDs vs. CMOS
73
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido: CCDs vs. CMOS
www.bruker.com
Lectura
En un CCD (en el modo clásico)
• Se necesita un obturador
mecánico
• Existe un tiempo muerto
importante para realizar la
lectura entre sucesivas
exposiciones
En un dispositivo CMOS
• Se utiliza un “obturador
electrónico” que habilita
cada pixel
• Existe un tiempo muy breve
entre
sucesivas
exposiciones
74
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido: CCDs vs. CMOS
CCDs
Son más baratos y facil de construir
Los píxeles pueden ser pequeños (830 µm)
Se pueden hacer grandes arreglos
(“arrays”)
Poseen una lectura eficiente con bajo
ruido
Son lineales
No trabajan en el IR
Los píxeles saturados contaminan a
los vecinos
La lectura es un proceso destructivo
La lectura puede ser muy lenta
www.bruker.com
www.hamamatsu.com
75
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido: CCDs vs. CMOS
CMOS
Trabajan en el visible y en el IR
Los píxeles saturados NO afectan a
los vecinos
La lectura es rápida
La lectura NO es un proceso
destructivo
Los píxeles son grandes (15-30 µm)
Solo se pueden hacer arreglos
relativamente chicos
Poseen elevado ruido de lectura
Existen problemas térmicos entre las
capas (en dispositivos híbridos)
NO son lineales
Son muy caros
www.bruker.com
www.hamamatsu.com
76
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.5. Elección del detector
Se debe tener en cuenta:
• Rango espectral
• Resolución espacial
• Resolución temporal
• Sensibilidad (basado en la QE y la
DQE o NEP)
77
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Ejemplos: IRAS (1983): Arreglo de detectores monocanal o monopixel
78
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
5. Detectores más comunes:
5.4. Detectores de estado sólido
Ejemplos: Spitzer (2003): Varios arreglos de detectores
Rango: 3-180 µm
IRAC: Infrared Array Camera
4 detectores: 2xSbIn+2xSiAs, 256x256
5x5 arcmin 3.6, 4.5, 5.8, 8 µm
MIPS: Multiband Im Phot
1 detector SiAs 128x128 para 24 µm (5’x5’)
1 detector GeGa 32x32 para 70 µm;
1 detector GeGa 2x20 para 160 µm (0.5’x5’)
IRS: Infrared Spectrograph
128x128 5-40 µm
79
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
WFPC2/HST
Mc Caughrean &
Andersen, 1994
IRAS
80
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
Detectores
1. Introducción
2. Fenómenos físicos
3. Semiconductores
4. Definiciones básicas
5. Detectores más comunes
6. Detectores particulares
81
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
Bolómetro (IR - submm)
Calorímetro (rayos X blandos)
Efectos térmicos
Contador proporcional
Placa microcanal
CCD en rayos X
Rayos X blandos
(10 eV < E < 10 keV)
Destellador
Cámara de descarga
Rayos X duros – Rayos γ
(10 keV < E < 10 GeV)
82
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.1. Bolémetros
Los fotones inciden sobre un material donde
transmiten su energía procuciendo agitación
térmica, o sea un cambio de temperatura.
Dicho cambio provoca un cambio en la
resistividad que se mide haciendo pasar una
corriente eléctrica a traves del mismo
NEP ~ 10-15 W/Hz
83
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2016
6. Detectores particulares
6.2. Calorímetros
Deben
estar
a
muy
baja
temperatura para poder medir
variaciones de temperatura de mK
Un arreglo de estos dispositivos
permiten medir simultaneamente:
• la dirección de procedencia,
• el momento de llegada
• la energía de cada foton
(espectroscopía no dispersiva)
temperatura
Son detectores térmicos como los
bolómetros, pero se los denomina
diferente debido a que son capaces
de medir la energía de cada foton
de Rayos X
tiempo
XRS
Satélite ASTRO-E
84
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
Bolómetro (IR - submm)
Calorímetro (rayos X blandos)
Efectos térmicos
Contador proporcional
Placa microcanal
CCD en rayos X
Rayos X blandos
(10 eV < E < 10 keV)
Destellador
Cámara de descarga
Rayos X duros – Rayos γ
(10 keV < E < 10 GeV)
85
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.3. Contador Proporcional: Principios
Cada fotón de rayos X libera una cantidad de
fotones por efecto Auguer en cascada en un gas
luego de superar una “ventana” que actua como
filtro de fotones de baja energía
Poseen una ganancia elevada (g ~ 103 – 105)
El número medio de electrones liberados es:
N=
E
w
E = energía del foton
w = energía característica del gas
(wArgon = 26.2 eV;
wXenon = 21.5 eV)
86
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
EINSTEIN
(1978)
6.3. Contador Proporcional: Resolución espacial
Para lograr resolver la posición
de la fuente, se colocan varios
ánodos en forma adecuada (ver
figura)
Se pueden resolver 1.5 arcmin
en el caso del satélite Einstein
87
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2016
6. Detectores particulares
6.3. Contador Proporcional: Cobertura espectral
La figura presenta la eficiencia y la cobertura espectral
tipica.
La tabla presenta los vaores dependiendo del gas y
del material de la ventana utilizado
88
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.3. Contador Proporcional: Ruido y resolucion de energía
Estos detectores casi no introducen ruido, por lo que
solo prevalece el ruido intrínseco de la señal y del
background
Los N electrones liberados por cada foton NO son
totalmente independientes por lo que el ruido es algo
menor que el dado por la estadística de Poisson (Fano
1947, Phys. Rev. 72, 26)
σN < N
2
N
→ σ =F N
σE
E
=
w ( F + b)
E
b = factor relacionado con
incertezas en la amplificación
(b ~ 0.5 – 0.6)
donde F = Factor de Fano
(F ~ 0.17 para Argon y Xenon)
89
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.4. Placas microcanal: Principios
Los fotones incidentes desatan una catarata
de electrones (por efecto fotoeléctrico) en
pequeños canales (decenas de micrones de
diámetro)
Esos electrones son acelerados por una
diferencia de potencial
La corriente que generan (o la carga durante
cierto intervalo de tiempo) dan una medida de
la cantidad de fotones incidentes o de su
energía
Estas placas poseen alta ganancia
90
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
Chandra (1999)
NASA
6.4. Placas microcanal
Resolución espacial
Depende de que tan juntos se encuentren los
distintos canales y de la configuración del
telescopio (ej: en el caso del satélite Chandra
es ~ 0.5”)
Resolución en energía
Los canales trabajan en un nivel de saturación
que NO permiten brindar una resolución
adecuada
Resolución temporal
En forma similar a las fotomultiplicadoras, esta
característica es excelente (~ picosegundos)
High Resoluction Camera (HRC):
Placa microcanal (MCP)
y grilla de conductores
http://airandspace.si.edu/exhibitions/
explore-the-universe/online/kiosks/
whatsnew/artifactDetails.cfm?artifact=14&obs=11
91
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.4. Placas microcanal: Otros usos
Visible: se utilizan como intensificadores de
imagen en camaras guiadoras CCD para
tener lecturas más rápidas)
UV: Por ejemplo: MAMA
Microchannel Array) del HST
(Multi-Anode
92
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.5. CCDs en rayos X: Principios
Los CCDs se tornan muy ineficientes en el
UV debido principalmente a que los
electrodos se torna opacos a los fotones
Sin embargo, se tornan eficientes para
rayos X blandos, ya que se producen pares
electrón-hueco en los niveles inferiores de
energía de los átomos de Si
Las energías necesarias son menores que
las requeridas para el caso de los gases
nobles y por su estructura, los CCDs
proveen mejor resolución espacial
93
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.5. CCDs en rayos X: Principios
Los CCDs en rayos X permiten discriminar la
energía de cada uno de ellos ya que la cantidad de
electrones liberados en cada pixel es proporcional a
ella (el proceso es similar al de un contador
proporcional)
La lectura del CCD se realiza en forma casi
contínua permitiendo una buena resolución
temporal (~ segundos)
CCD del satélite XMM-Newton
N=
de eventos
E Histograma
E = energía
del foton de rayos X
detectados por una cámara CCD permitiendo
w =rayos
energía
característica del Si
w distinguir
X de diferentes energías (Jim
Janesick) (NO
es el gap entre bandas)
wSi == 3.65 eV
94
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.5. CCDs en rayos X: Ruido y resolución de energía
En forma similar a lo descripto para un
contador proporcional, el ruido debido a la
señal (y al background) se expresa como:
σN < N
→ σ N2 = F N
F = Factor de Fano para sólidos (FSi ~ 0.1)
Debido a los valores del Si (wSi y FSi), los
CCDs proveen mejor resolución en energia
que los contadores proporcionales.
σE
Usualmente se mide ∆E como el FWHM
(∆E = 2.35 σE)
E
=
wF
E
∆E = 2.35 w F E
95
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2015
6. Detectores particulares
XMMNewton
(1999)
6.5. CCDs en rayos X: Ejemplo
Satéite XMM-Newton
Características de las cámaras CCD
Campo de vison (FOV):
Rango de energía
Resolución espectral (E/DE)
Resolición angular (FWHMPSF):
30’ x 30’
0.15-15 keV
~ 20-50
6”
96
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
Bolómetro (IR - submm)
Calorímetro (rayos X blandos)
Efectos térmicos
Contador proporcional
Placa microcanal
CCD en rayos X
Rayos X blandos
(10 eV < E < 10 keV)
Destellador
Cámara de descarga
Rayos X duros – Rayos γ
(10 keV < E < 10 GeV)
97
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.6. Destellador (“Scintillator”)
Constitución
Esta compuesto por:
• Un
cristal
con
impurezas
(activadores) que introducen niveles
adicionales entre las bandas de
valencia y de conducción
• Una o varias fotomultiplicadoras
Funcionamiento
photon
Un foton energético hace pasar un
electrón de la banda de valencia
El electrón decae pasando por los
niveles generados por las impurezas y
emite fotones en el rango visible
Los fotones en el visible son detectados
por la(s) fotomultiplicadora(s)
98
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
6.6. Destellador (“Scintillator”)
Rango espectral
Se utilizan en energías superiores a unos
10-20 KeV y hasta y 10-20 MeV (Rayos X
duros y rayos γ)
Resoluciones
En principio, no poseen resolución en
posición y en energía adecuadas. Se
necesitan diseños especiales para alcanzar
algún grado de estas resoluciones
Poseen una buena resolución temporal
(~ microsegundos)
K limit: es el potencial de ionización de los
electrones de la capa K
Characteristic time: indica la duración de
los destellos e indica la respuesta temporal
del detector
99
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
Destellador
(para rayos cósmicos)
6. Detectores particulares
Rayo γ
6.7. Cámara de descarga (“Spark chamber”)
Principio de funcionamiento
Fotones energéticos generan pares electrón-positrón
Las partículas generadas ionizan los átomos de un gas
(p.e. Neón)
Las chispas en el gas ionizado son detectadas por una
serie de electrodos
e-
e+
Rango espectral
El efecto es eficiente a energías superiores a varios MeV
(20 MeV < E < 30 GeV)
Destellador (cristal)
Nota:
Fotomultiplicadoras
Las cámaras de descarga se complementan con destelladores
para eliminar (por anticoincidencia) detecciones espúreas
producidas por partículas de rayos cósmicos
http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/
how_l2/gamma_detectors.html
100
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
6. Detectores particulares
Ejemplos:
Detectores a bordo
Observatory (GRO)
del
OSSE
(Oriented
Experiment):
Compton
Gamma
Scintillation
Ray
Spectrometer
Destellador con rango 0.05-10 MeV
GRO satellite
(1991-2000)
BATSE (Burst and Transient Source Experiment):
Destellador con rango 20-600 keV
EGRET
(Energetic
Telescope):
Gamma
Ray
Experiment
Cámara de descarga con rango 20 MeV - 30 GeV
101
Astronomía Observacional: Detectores
G.L. Baume - 2014
Detectores
1. Introducción
2. Fenómenos físicos
3. Semiconductores
4. Definiciones básicas
5. Detectores más comunes
6. Detectores particulares
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