Técnicas em Redução de Dados em Astronomia

Apresentação em tema: "Técnicas em Redução de Dados em Astronomia"— Transcrição da apresentação:

1 Técnicas em Redução de Dados em Astronomia
Observando com CCD´s no Infravermelho Aluno: Fábio Pereira Santos Orientador: Wagner Corradi

2 Classificação do Infravermelho em Faixas de Comprimentos de Onda
Classificação usual: Infravermelho Próximo – ( 1 – 5 x10-6m) Infravermelho Médio – ( 5 – 25 x10-6m) Infravermelho Distante – ( 25 – 350 x10-6m) Classificação relacionada à Transparência da Atmosfera: J (1,1 – 1,4 x10-6m) H (1,5 – 1,8 x10-6m) K (2,0 – 2,4 x10-6m) L (3,0 – 4,2 x10-6m) M (4,5 – 5,2 x10-6m) N (8,0 – 13 x10-6m) Q (17 – 22 x10-6m)

3 Vantagens de observar no Infravermelho
Objetos mais frios (planetas, asteróides, cometas e algumas anãs marrons) têm baixa emissão na faixa do visível e alta emissão na faixa do infravermelho. Absorção relacionado à poeira interestelar diminui para maiores comprimentos de onda (devido ao pequeno tamanho das partículas de poeira). Exemplo: (Coeficiente de extinção em 2,2x10-6m) = 10%(Coeficiente de extinção em 0,5x10-6m)

4 Física e Estruturas do Aparelho de CCD em Infravermelho
Detector Visível x Infravermelho – Princípios físicos similares e construção e funcionamento distintos: São construídos de materiais semicondutores que têm menor diferença de energia entre as camadas de valência e condução. Utilizam o mesmo princípio do efeito fotoelétrico. E=hv São operados a baixíssimas temperaturas, pois um mínimo de energia térmica já é responsável pelo surgimento de um dark indesejável, já que a diferença de energia entre a camada de valência e condução é muito baixa. Instrumentos ópticos do telescópio também devem ser resfriados.

5 A maioria destes detectores são feitos de InSb.
Em cada pixel, a radiação atinge um substrato de InSb tipo n, liberando um elétron. Este é capturado pelo campo elétrico gerado pelo potencial aplicado à junção de Insb tipo p, gerando um poço de elétrons. Existe uma estrutura de barreira(gate) entre cada pixel. Abaixo de cada pixel, há uma conexão de In ligando ao multiplexer, que faz a leitura em cada poço. A leitura não é destrutiva, diferentemente dos CCD´s usados no visível. A espessura da camada de InSb deve ser medida com exatidão (= 20 x 10-6m).

6 Modo de operação do Detector
Técnicas de leitura: video delta-reset double correlated sampling (DCS) triple correlated sampling (TCS) slope multiple correlated sampling (MCS) A técnica mais usada é MCS

7 Dificuldades Dificuldades em observar no infravermelho, em relação à observação no visível: maiores valores da corrente escura (dark) e de ruídos de leitura; menor formato, sendo necessário algumas vezes utilizar a técnica de mosaiking. principal dificuldade: radiação do céu e ambiente é muito maior em infravermelho que no visível. Para L < 2,3 x 10-6m – alta radiação de moléculas excitadas na atmosfera. Para L > 2,3 x 10-6m – emissão da óptica do telescópio cresce rapidamente com o comprimento de onda. Daí a dificuldade em observar a maiores comprimentos de onda.

8 Técnicas de Observação e Redução de Dados
A contagem observada é: Nobs(i,j) = Nd(i,j,to) + Ns F(i,j) + No(i,j) F(i,j) onde: Nd(i,j,to) = corrente escura (dark) Ns = sinal do céu No(i,j) = sinal do objeto astronômico F(i,j) = matriz do campo plano (flatfield) Primeiro modo de obtenção de No(i,j) : Nobs(i,j) - Nd(i,j,to) _______________ No(i,j) = Ns F(i,j)

9 Segundo modo de obtenção de No(i,j) :
Observando céu vazio no mesmo tempo de integração: Nsky(i,j) = Nd(i,j,to) + N’s F(i,j) onde N’s pode diferir ligeiramente de Ns Nsky(i,j) - Nd(i,j,to) _______________ N’s = F(i,j) Subtraindo de ,obtemos: Nobs(i,j) - Nd(i,j,to) _______________ No(i,j) + Ns = F(i,j) Nobs(i,j) - Nsky(i,j) _______________ No(i,j) + (Ns - N’s ) = F(i,j) Não é necessária a determinação do dark; O valor (Ns - N’s ) geralmente é muito pequeno.

10 Determinação do céu: Fontes pontiformes: maior parte da superfície do CCD faz medida do céu. Fazendo várias medidas da região, movendo o telescópio entre cada uma e depois fazendo a mediana destes valores fornecerá uma medida do céu. Economia de tempo. Fontes extensas: fazer observações individuais do céu, movendo o telescópio para uma região de céu vazio. As observações do céu são intercaladas com as medidas do objeto para melhorar a correlação temporal entre as medidas do céu e da fonte astronômica. A penalidade é o gasto de tempo.

11 Determinação do campo plano (flatfield):
Flats - local: As contribuições para uma medida do céu são o céu e o dark: Nsky(i,j) = Nd(i,j,to) + N’s F(i,j) Assim, subtraindo um valor do dark encontrado com o mesmo tempo de integração fornecerá um resultado proporcional à função F(i,j) do flat. Flats - cúpula: apontar o telescópio para uma fonte de radiação uniforme, usualmente uma tela iluminada (Great White Spot). Subtraindo o valor do dark, obtemos o flat.

12 Resumo do processo de redução dos dados

13 Mosaiking: Como os CCD´s em infravermelho geralmente são menores, algumas vezes o campo do detector não cobre todo campo de visão desejado. O processo de mosaiking consiste em obter imagens de partes individuais do campo de visão desejado. A seguir, estas imagens são agrupadas, formando a imagem inteira do campo desejado.

14 Referência: Astronomical CCD Observing and Reduction Techniques ASP Conference Series, Vol. 23, 1992 Cap. XI – Observing With Infrared Arrays – Richard R. Joyce