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 2 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 3 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 4 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 5 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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) 6 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 7 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 8 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2015 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 9 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 10 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 11 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 12 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2015 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 13 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2015 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 14 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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) 15 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 16 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 17 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2015 3. Semiconductores 3.1. Bandas de Energía Formación de bandas de energía por acumulación de átomos 18 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 3. Semiconductores 3.1. Bandas de Energía 19 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 20 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 3. Semiconductores 3.2. Materiales Chomey 2010 To Measure the sky 21 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2015 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 22 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 23 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 24 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 3. Semiconductores 3.4. Dispositivos: a) Juntura PN 25 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 3. Semiconductores 3.4. Dispositivos: a) Juntura PN 26 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 27 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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” 28 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2015 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 29 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 30 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2016 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 31 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 32 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2015 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) 33 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 34 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 35 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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) 36 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 37 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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) 38 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 !!! 39 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 40 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 41 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 42 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 43 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 44 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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) 45 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 46 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 47 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 48 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 5. Detectores más comunes: 5.2. Placas fotográficas Ejemplos: Estudio de objetos extendidos Estudios espectrales 49 Astronomía Observacional: Detectores G.L. Baume - 2014 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 102