C´amaras Astron´omica y de
Visi´on Nocturna Basadas en
CCDs Multiplicadores de
Electrones
por
Benito Orozco Serna
Tesis sometida como requisito parcial para
obtener el grado de
DOCTOR EN CIENCIAS EN LA
ESPECIALIDAD DE ASTROF´ISICA
en el
Instituto Nacional de Astrof´ısica, ´
Optica y
Electr´onica
Noviembre 2010
Tonantzintla, Puebla
Supervisada por:
Dr. Ra ´
ul Michel Murillo
Investigador Titular UNAM
Dr. Ra ´
ul M ´
ujica Garc´ıa
Investigador Titular INAOE
Dr. Alberto Carrami ˜
nana Alonso
Investigador Titular INAOE
c
INAOE 2010
El autor otorga al INAOE el permiso de
reproducir y distribuir copias en su totalidad o en
Resumen
Esta tesis describe el dise˜no de cinco c´amaras basadas en los detectores
denominados CCDs de bajo nivel de luz, o por sus siglas en ingl´es L3CCDs (Low
Light Level CCDs), tambi´en conocidos como CCDs multiplicadores de electrones
o EMCCDs. Estas c´amaras fueron desarrolladas en el Instituto de Astronom´ıa
de la Universidad Nacional Aut´onoma de M´exico en su sede de Ensenada B.C.,
en colaboraci´on con el Instituto Nacional de Astrof´ısica ´Optica y Electr´onica, como parte del proyecto del fondo sectorial SEMAR-CONACYT MARINA-2004-C03-5 denominado “C´amaras para visi´on nocturna, basadas en los nuevos CCDs multiplicadores de electrones y pedestal de estabilizaci´on para su uso en las unidades de superficie de la Armada de M´exico” y tambi´en como parte del proyecto “C´amara Astron´omica basada en un EMCCD” del Instituto de Astronom´ıa de la UNAM. El proyecto consisti´o en el dise˜no, construcci´on y pruebas de cuatro c´amaras para visi´on
nocturna y un pedestal giro-estabilizado, las cuales fueron entregadas a la Secretar´ıa de
Marina Armada de M´exico. Posteriormente, aprovechando la experiencia adquirida,
se construy´o una c´amara de prop´osito astron´omico para su uso en el Observatorio Astron´omico Nacional en San Pedro M´artir Baja California y en el Observatorio
Guillermo Haro en Cananea Sonora. En esta tesis se incluye una descripci´on de la
teor´ıa de operaci´on de los dispositivos EMCCDs, el dise˜no electr´onico y de software de
la mayor´ıa de sus partes, se describen de manera detallada las pruebas realizadas, tanto
en laboratorio como en campo y, por ´ultimo, se presentan algunos de los resultados
obtenidos por las c´amaras de visi´on nocturna y el an´alisis de datos obtenidos con la
Agradecimientos
Esta tesis doctoral, si bien ha requerido de esfuerzo y dedicaci´on
por parte de mi persona y mis directores de tesis, no hubiese sido posible
su finalizaci´on sin la cooperaci´on desinteresada de todas y cada una de
las personas que a continuaci´on citar´e y muchas de las cuales han sido un
soporte muy fuerte en todo momento. Primero y antes que nada, quiero
dar gracias a Dios, por estar conmigo en cada paso que doy, por fortalecer
mi coraz´on e iluminar mi mente y por haber puesto en mi camino a
aquellas personas que han sido mi soporte y compa˜n´ıa durante todo el
periodo de realizaci´on.
Agradezco hoy y siempre a mi familia porque s´e que procuran mi
bienestar y esta claro que si no fuese por el esfuerzo realizado por ellos,
mis estudios no hubiesen sido posibles.
A mi esposa Luz Ernestina por brindarme d´ıa a d´ıa su amor
incondicional, por soportar los dias, semanas o meses en los que no
estuvimos juntos, por todo lo que compartimos, gracias.
A mis hijos Leopoldo Franciso y Bianca Noelia porque son mi
fuente de inspiraci´on, ustedes me dan vida, son mi fuerza mayor.
A mis padres Francisco y Mar´ıa, porque gran parte de lo que soy se
los debo a Ustedes, gracias por ser mi ejemplo de vida.
A mis hermanos Juan Francisco,
†
Leonardo y Alejandro, porque
su existencia me brinda felicidad y ganas de vivir, gracias por quererme
como lo hacen.
A mis segundos padres Leopoldo y Ernestina, porque siento su
apoyo incondicional, porque me adoptaron como un hijo mas.
A mis segundos hermanos Rosa, Polo, Laura, Ana, Gerardo, Elisa,
Ra´ul, por su apoyo y cari˜no incondicional.
A mi familia en Puebla Sr. Enrique Solares y Concepci´on Mu˜noz
e hijos, porque siempre me han visto como parte de su familia, son las
personas que desde el primer momento en que los conoc´ı me brindaron
su apoyo, colaboraci´on y cari˜no.
Mi m´as sincero agradecimiento al Dr. Ra´ul Michel Murillo, porque
desde que lo conoc´ı me ha brindado toda su amistad, confianza y
apoyo, gracias por los consejos que recib´ı y que estoy seguro recibir´e en
adelante.
Garc´ıa por sus consejos y ayuda, pero sobre todo por su amistad.
Al Dr. Alberto Carrami˜nana Alonso por haberme dado la
oportuni-dad de realizar este trabajo y por la ayuda que recib´ı.
Quiero dar un agradecimiento muy especial al Dr. Salvador Zazueta,
por su confianza, amistad y porque estoy seguro que sin su apoyo no
hubiera sido posible la realizaci´on de este trabajo de tesis.
Un sincero agradecimiento para los Doctores: Valeri Orlov, Miguel
Ch´avez, Vahram Chavushyan, Jos´e Ram´on Vald´es y Esperanza Carrasco,
por sus valiosos consejos al ser parte de mi comit´e doctoral y jurados de
mi examen profesional.
Quiero agradecer a todo el personal del Instituto de Astronom´ıa
de la UNAM en Ensenada, porque en todo momento me sent´ı como en
mi casa, y me brindaron todo el soporte tanto material como moral que
necesit´e durante mi estancia en sus instalaciones.
Un agradecimiento a todo el personal del Instituto Nacional de
Astrof´ısica ´
Optica y Electr´onica porque ah´ı fu´e donde realmente recib´ı la
oportunidad de superaci´on que siempre busqu´e.
Un agradecimiento al Dr. Jos´e Guichard Romero porque me di´o la
oportunidad m´as importante en mi vida profesional.
colaboraci´on, paciencia, y apoyo brindados desde siempre y sobre todo
por esa gran amistad que me brind´o y me brinda, por escucharme y
aconsejarme siempre.
Al M.C. Francisco Lazo, por brindarme su ayuda siempre, incluso
sin haberla solicitado, por ser una persona con la que puedo contar
siempre, por la amistad que me brinda y los ´animos que me da.
En general quisiera agradecer a todas y cada una de las personas que
han vivido conmigo la realizaci´on de esta tesis doctoral, con sus altos y
bajos y que no necesito nombrar porque tanto ellas como yo sabemos
que desde lo m´as profundo de mi ser les agradezco el haberme brindado
todo el apoyo, colaboraci´on, ´animo y sobre todo cari˜no y amistad.
A mi Esposa:
Luz Ernestina Mor´an
A mis Hijos:
´Indice general
´Indice general I
1. Introducci´on 1
1.1. Motivaci´on para la c´amara de visi´on nocturna . . . 1
1.2. Motivaci´on para la c´amara astron´omica . . . 2
1.2.1. Estrellas T Tauri . . . 3
1.2.2. Variables Catacl´ısmicas . . . 4
1.2.3. Pulsares . . . 4
1.3. Objetivos . . . 7
1.4. Detectores en astronom´ıa . . . 7
1.4.1. Fot´ometros fotoel´ectricos . . . 9
1.4.2. Dispositivos de carga acoplada CCDs . . . 10
1.4.3. Intensificadores de im´agenes . . . 11
1.5. Caracter´ısticas f´ısicas de los EMCCDs . . . 12
1.5.1. Proceso de multiplicaci´on . . . 15
1.5.2. Sensibilidad de un EMCCD . . . 15
1.5.3. Importancia del enfriado de un EMCCD . . . 16
1.5.4. Importancia de una botella de vac´ıo . . . 17
1.5.5. Efectos en la raz´on se˜nal a ruido y rango din´amico . . . 17
1.5.6. Aplicaciones de los EMCCDs . . . 18
II ´INDICE GENERAL
1.5.7. Comparaci´on de los diferentes tipos de detectores . . . 19
1.5.8. Tipos de ruido en un EMCCD . . . 22
1.5.9. Fen´omenos no deseados en los EMCCDs que pueden ser corregidos . . . 24
2. Electr´onica y Mec´anica de la C´amara 27 2.1. Introducci´on . . . 27
2.2. Computadora de control . . . 29
2.3. Acondicionador de fases . . . 30
2.4. Circuito de muestreo de doble pendiente y digitalizaci´on . . . 31
2.5. Circuito de generaci´on de alto voltaje . . . 38
2.6. Generaci´on de voltajes de polarizaci´on . . . 41
2.7. Sistema de control del pedestal . . . 42
2.8. Mec´anica . . . 43
3. Software desarrollado 51 3.1. Programa de la Interfaz de usuario de la c´amara de visi´on nocturna . . . 51
3.2. Programa de la computadora de control de la C´amara Astron´omica . . . 57
3.2.1. Subprograma int´erprete de comandos . . . 57
3.2.2. Subprograma que obtiene una Exposici´on . . . 58
3.2.3. Subprograma que ejecuta el modo de Espectros . . . 60
3.2.4. Subprograma que ejecuta el modo de Corrida Libre . . . 60
3.2.5. Subprograma que ejecuta el modo de Ventanas . . . 62
3.3. Programa de la interfaz de usuario de la C´amara Astron´omica . . . 65
3.4. Programas convertidores de formato . . . 76
3.4.1. Programafrm2fits. . . 76
3.4.2. Programawnd2fits . . . 78
´INDICE GENERAL III
3.6. Conclusi´on . . . 78
4. Simulaciones 81 4.1. Introducci´on . . . 81
4.2. Modelado de un EMCCD . . . 81
4.2.1. Estad´ıstica de una etapa de ganancia . . . 82
4.2.2. Propiedades estad´ısticas para registros de m´ultiples etapas . . . 83
4.2.3. Comportamiento de la raz´on se˜nal a ruido . . . 84
4.2.4. C´alculo de la distribuci´on de probabilidad de los electrones de salida . . . 86
4.2.5. Resultados de las simulaciones num´ericas . . . 88
4.2.6. Comportamiento en el modo de conteo de fotones . . . 91
4.3. Simulaciones para evaluar el comportamiento de un EMCCD en modo de Conteo de Fotones . . . 92
4.3.1. Objetivos . . . 92
4.3.2. P´erdidas por coincidencias . . . 94
4.3.3. Nivel de umbral . . . 95
4.3.4. Simulaci´on del detector . . . 95
4.4. Conclusi´on . . . 104
5. Pruebas 109 5.1. Introducci´on . . . 109
5.2. Pruebas de la c´amara de visi´on nocturna . . . 109
5.2.1. Pruebas en laboratorio del pedestal . . . 110
5.2.2. Pruebas del pedestal y c´amara en unidad de superficie de la SEMAR . . . 110
5.2.3. Pruebas de las cuatro c´amaras y pedestal en la SEMAR en M´exico113 5.2.4. Pruebas finales en Veracruz . . . 114
5.3. Pruebas de la c´amara astron´omica . . . 118
5.3.1. Pruebas de calibraci´on . . . 118
5.3.2. Pruebas del modoEspectros . . . 125
5.3.3. Pruebas al modo de operaci´onCorrida libreen laboratorio . . . 136
5.3.4. Pruebas del modo Corrida libre en el telescopio . . . 139
5.3.5. Pruebas al modo Ventanas . . . 140
6. Resultados y conclusiones 149 6.1. Resultados de las c´amaras de visi´on nocturna . . . 149
6.2. Resultados de la c´amara Astron´omica . . . 151
6.3. Conclusiones . . . 152
6.4. Trabajo futuro . . . 154
´Indice de figuras 155
´Indice de Tablas 163
Prefacio
Las unidades operativas de laSecretar´ıa de Marina Armada de M´exico (SEMAR)
cuentan con sensores de im´agen de origen diverso, fabricados, en su mayor´ıa, con
tecnolog´ıa antigua, y adem´as, no se cuenta con refacciones por encontrarse obsoletos o
simplemente porque el pa´ıs fabricante, por razones de seguridad, no autoriza su venta a
internacionales. Con base en esta problem´atica, la SEMARbusca encontrar soluciones tecnol´ogicamente viables y factibles de llevarse a cabo con la infraestructura nacional.
Las unidades operativas de laSEMARresultan muy costosas en el desarrollo de operaciones para prevenir el tr´afico de estupefacientes, y de personas en la mar, por
lo que es imperativo hacer eficiente su uso, apoy´andose en sistemas de visi´on nocturna
para vigilancia, tanto mar´ıtima como terrestre, que empleen detectores m´as sensibles en
el mercado y que, colocados en sitios estrat´egicos, coadyuven a alertar a las unidades operativas cuando se tenga el contacto mediante se˜nales de video de las embarcaciones
utilizadas para actividades il´ıcitas. Las c´amaras de visi´on nocturna que existen en el
mercado son muy caras, tanto para sustituir las existentes como para su reparaci´on. Lo
importante de desarrollar este tipo de tecnolog´ıa en M´exico es que, con un costo mucho
menor, podemos equipar a todas las unidades estrat´egicas de la Armada de M´exico con
sensores y equipos dise˜nados y construidos en M´exico.
Por otro lado, la observaci´on de objetos y fen´omenos astron´omicos est´a limitada
por la capacidad colectora de los medios ´opticos y los sistemas de detecci´on adaptados a
ellos. El avance en el desarrollo de los sistemas de detecci´on ha sido llevado a cabo por
los grupos interesados en observar fen´omenos que hasta el momento no han podido ser
estudiados de manera confiable. Entre tales fen´omenos podemos incluir a los objetos
muy d´ebiles, y a los que cambian muy r´apido en el tiempo. Los sistemas actuales,
basados en su gran mayor´ıa en CCDs convencionales, est´an limitados por la velocidad de lectura de las im´agenes generadas, la cu´al es relativamente lenta (de varios segundos
hasta d´ecimas de segundo). Para poder observar fen´omenos que cambian muy r´apido en
el tiempo se utilizan tecnolog´ıas basadas en tubos fotomultiplicadores, los cuales tienen una eficiencia cu´antica mucho menor a un detector convencional y no dan informaci´on
espacial.
Debido a los altos niveles de ganancia que proporcionan, los detectores basados
en CCDs multiplicadores de electrones (EMCCDs) pueden ser le´ıdos a m´as altas velocidades sin comprometer su eficiencia cu´antica. Dicha capacidad da lugar a la
introducci´on de algunas t´ecnicas nuevas de observaci´on que se han utilizado muy
pobremente en el mundo y que en M´exico representan un nicho de oportunidad para
desarrollarlas de manera intensa.
Esta tesis est´a dividida de la siguiente manera: En el Cap´ıtulo 1 se presenta una introducci´on a los sensores EMCCDs, detallando sus caracter´ısticas principales y se
mencionan algunas de sus aplicaciones. En el Cap´ıtulo 2 se presenta el dise˜no de la
electr´onica y mec´anica desarrolladas, describiendo cada una sus partes principales. En
el Cap´ıtulo 3 se explican los paquetes de software que se desarrollaron tanto para la
c´amara de visi´on nocturna como para la astron´omica. En el Cap´ıtulo 4 se presentan las
simulaciones llevadas a cabo para entender el comportamiento f´ısico de los EMCCDs
as´ı como la simulaci´on de uno de los modos de operaci´on de la c´amara astron´omica.
En el Cap´ıtulo 5 se presentan las pruebas realizadas a las c´amaras tanto en laSEMAR
como en los Observatorios Astron´omicos. Y por ´ultimo en el Cap´ıtulo 6 se presentan los resultados obtenidos, las conclusiones y una serie de recomendaciones de trabajo
Cap´ıtulo 1
Introducci´on
1.1.
Motivaci´on para la c´amara de visi´on nocturna
Como respuesta a la convocatoria del Fondo Sectorial de Investigaci´on y Desarrollo en Ciencias Navales SEMAR-CONACYT 2004-03 y en particular a la demanda que especifica la necesidad de la Armada de M´exico de contar con sistemas de visi´on nocturna en sus unidades, tanto terrestres como de superficie, se envi´o una
propuesta donde se ofrec´ıa el dise˜no y la construcci´on de c´amaras basadas en
CCDs multiplicadores de electrones. Dicha propuesta fue evaluada por personal de CONACYT y de la SEMAR, y aceptada en su totalidad.
Desde hace mucho tiempo se conocen instrumentos de visi´on nocturna para el uso
militar y civil. Actualmente, dos tecnolog´ıas compiten en el mercado:Near Infrared(en el infrarrojo cercano;NIR) yFar Infrared(en el infrarrojo lejano;FIR). Las tecnolog´ıas
NIR y FIR se diferencian en primer lugar por el proceso t´ecnico de registro de la escena, para transformarlo en informaciones gr´aficas. Las c´amaras con tecnolog´ıaNIR
iluminan la escena de inter´es con una fuente de luz infrarroja, la luz reflejada por los
objetos es captada por una c´amara infrarroja y transformada en imagen por medio de
un procesador para despu´es ser presentada en una pantalla.
En el caso de la tecnolog´ıa FIR, una c´amara de visi´on t´ermica registra directamente la radiaci´on t´ermica de objetos y personas, con lo cual esta tecnolog´ıa
puede prescindir de una fuente de luz adicional. Esta informaci´on es transformada
igualmente en una imagen por medio de un procesador y visualizada de forma gr´afica
en una pantalla.
2 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
Dentro de las nuevas tecnolog´ıas en el mercado se encuentran las basadas en los
EMCCDs, los cuales permiten obtener im´agenes de escenarios de baja intensidad de luz (iluminados con la luz de la luna y las estrellas), que no requieren un sistema extra
de iluminaci´on. Como est´an basados en la detecci´on de luz visible y en el infrarrojo
cercano, son capaces de obtener mejores im´agenes de escenarios completos, tanto de
objetos fr´ıos como de objetos calientes. En comparaci´on, con las tecnolog´ıas basadas
enFIR, que registran s´olo los objetos que emiten en infrarrojo.
Una de las motivaciones para el desarrollo de una c´amara de visi´on nocturna
basada en los EMCCDs es que comercialmente se han construido c´amaras capaces de detectar niveles de luz de hasta 0.000006 lux (una noche nublada con luna nueva produce0.0001lux), por lo que, la iluminaci´on provocada por una noche de luna nueva, es suficiente para poder detectar objetos en esas condiciones.
1.2.
Motivaci´on para la c´amara astron´omica
Para el estudio de fen´omenos que cambian muy r´apido en el tiempo, se utilizan
diferentes sensores, por ejemplo los fot´ometros basados en tubos fotomultiplicadores,
los cuales se utilizan en la t´ecnica de conteo de fotones. La desventaja principal
de estos tubos es que no se obtiene informaci´on espacial del objeto en estudio.
Para obtener informaci´on espacial de alg´un fen´omeno, se comenzaron a utilizar los
sensores llamados c´amaras intensificadas, las cuales tienen una etapa de amplificaci´on
de fotones antes de la etapa de detecci´on mediante la inclusi´on de placas microcanal. Las desventajas de estos sistemas son su baja eficiencia cu´antica y su corto tiempo de
vida ´util, adem´as que son muy caras y delicadas.
Con el desarrollo de c´amaras sensibles y r´apidas, y el desarrollo de las t´ecnicas
respectivas de observaci´on, estaremos en la posibilidad de introducir a M´exico en
el campo de la Astrof´ısica de Alta Resoluci´on Temporal (HTRA por sus siglas en ingl´es), donde se estudian fen´omenos tales como: Agujeros negros estelares, estrellas
de neutrones, enanas blancas, ingreso y egreso de tr´ansito de planetas, pulsares, estrellas
catacl´ısmicas, estrellas TTauri, ocultaciones en el sistema solar, sensado de frente de
onda, etc. Aunque laHTRAse dedica principalmente a la astronom´ıa en longitudes de onda de Radio y Rayos X, se pretende tambi´en estudiar los fen´omenos mencionados en
1.2. MOTIVACI ´ON PARA LA C ´AMARA ASTRON ´OMICA 3
es clave para el entendimiento de los procesos astrof´ısicos m´as extremos, es por ello,
que cada vez, se demandan detectores m´as sensibles y r´apidos.
En el mundo se est´an desarrollando tambi´en diferentes esfuerzos por mejorar
la resoluci´on angular de los telescopios ´opticos, uno de ellos es el desarrollo de
un interfer´ometro de motas basado en un EMCCD (Maksimov et al., 2009). Otro
desarrollo tiene que ver con la t´ecnica de observaci´on denominadalucky imaging, con la cual pretenden corregir la turbulencia atmosf´erica y obtener as´ı im´agenes con mejor
resoluci´on angular (Tubbs, 2003).
Las pruebas que se hicieron en este trabajo de tesis se relacionaron con estrellas
TTauri, Variables Catacl´ısmicas y Pulsares, de las cuales presento una breve descripci´on
de cada una a continuaci´on.
1.2.1.
Estrellas T Tauri
Son un tipo de estrellas variables irregulares llamadas as´ı por la primera
estrella descubierta de este tipo: T Tauri. Son las estrellas m´as j´ovenes visibles. Sus
temperaturas son demasiado bajas para iniciar reacciones termonucleares y brillan por
la liberaci´on de energ´ıa gravitacional a medida que la estrella se contrae. Son estrellas de masa baja a intermedia, con poca edad. En esta etapa de su evoluci´on, las nuevas
estrellas colapsadas son ´opticamente visibles, pero a´un est´an rodeadas de gas y polvo,
t´ıpicamente en un disco.
A estas estrellas se les ha logrado identificar dado el hecho de que el polvo caliente que a´un permanece en su alrededor irradia en el infrarrojo. Adem´as, se ha
logrado establecer evidencias de que el gas y polvo remanente que las circunda forman
discos giratorios que podr´ıan corresponder al inicio de sistemas planetarios.
La conducta de una T Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible,
salvo que la comparemos con los comportamientos infantiles, ya que su edad fluct´ua entre los cien mil a un mill´on de a˜nos, poco para una estrella. Las T Tauri tienen
unos espectros de emisi´on ricos, complejos y con frecuencia an´omalos. Con certeza
se hallan rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia, que aumentan la
dificultad de interpretar los procesos f´ısicos que en ellas se producen. Las T Tauri son
desconcertantes por la diversidad de caracter´ısticas extra˜nas como las mencionadas, una
4 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
bebes y extra˜nas y los gases que las acompa˜nan.
La curva de luz de una T Tauri hasta ahora se sabe que es totalmente irregular, no
se ha podido predecir su comportamiento. Mediante su monitoreo con alta resoluci´on
temporal, ya sea de su curva de luz o de su espectro, buscamos obtener informaci´on
que tal vez nunca hayamos visto, y que explique con algo m´as de detalle los procesos
intr´ınsecos de la estrella.
1.2.2.
Variables Catacl´ısmicas
Las variables catacl´ısmicas (VC) Son estrellas binarias en las que la componente
primaria es una enana blanca (EB) y la secundaria usualmente es una estrella normal,
com´unmente una estrella de la secuencia principal, aunque ocasionalmente son estrellas
gigantes. Debido a la proximidad de una estrella a otra, la estrella secundaria se
distorsiona. Esto resulta tambi´en en una transferencia de masa de la estrella secundaria a la primaria y se forma un disco de acreci´on alrededor de la EB, lo cu´al resulta
en un sistema muy din´amico. Algunos sistemas de VC presentan explosiones
cuasi-peri´odicas. En todos los sistemas de VC, la distancia entre sus estrellas es muy peque˜na
de tal manera que es casi imposible de distinguirlas, pero su disco de acreci´on es
la fuente mayoritaria de la luz visible que vemos desde la tierra. Las VCs incluyen
sistemas tales como novas, novas enanas, polares, y polares intermedias (Hellier, 2001).
Las VCs son excelentes ejemplos de c´omo la tecnolog´ıa moderna ayuda a
entender la f´ısica implicada en estos sistemas. Queremos proporcionar herramientas
tanto para fotometr´ıa como espectroscop´ıa para extraer informaci´on de un objeto que
s´olo puede ser visto como un punto de luz, a´un en los grandes telescopios. El uso de
estas herramientas combinadas con la din´amica de estos sistemas es un ejemplo muy
atractivo de lo que se puede lograr.
1.2.3.
Pulsares
Como es de esperarse, una explosi´on tan grande como la de una supernova
crea grandes cantidades de residuos. La Nebulosa del Cangrejo, en la constelaci´on de
Taurus, es un remanente de supernova que apareci´o en el a˜no 1054. Los astr´onomos
1.2. MOTIVACI ´ON PARA LA C ´AMARA ASTRON ´OMICA 5
que fue visible durante un mes a´un con luz de d´ıa. La fuente brillante de radio
Cassiopeia A tambi´en es una remanente de supernova.
Hidr´ogeno y Helio, los elementos m´as b´asicos en el universo, son tambi´en los
m´as primitivos. Exist´ıan antes de la creaci´on de las estrellas. Algunos otros elementos
(carbono, ox´ıgeno, neon, silicio y sulfuro) son creados por fusi´on nuclear en estrellas
de baja y alta masa. Pero los dem´as elementos en el universo son creados s´olo en explosiones de supernova. S´olo en estas explosiones hay la suficiente energ´ıa para unir
los n´ucleos con la suficiente fuerza para crear elementos m´as pesados que el hierro.
Los ´unicos elementos que existieron en el inicio del universo fueron hidr´ogeno
y un poco de helio, berilio, y litio. El resto de la tabla peri´odica fu´e generado por las
estrellas. Cada uno de nosotros contiene fragmentos de una explosi´on de supernova.
Pero, que puede sobrevivir a una supernova? Una explosi´on de supernova empuja
todo haca afuera, alej´andolo de su n´ucleo. Pero, dependiendo de la masa original,
habr´a algo que queda en ella. A esto se le llama una estrella de neutrones, o, a´un m´as
extra˜no, un agujero negro.
Mientras que las ondas de choque se originan en el n´ucleo, no empiezan en el
centro. Si la masa del n´ucleo era entre 1.4 y 3 masas solares, el remanente en el centro
ser´a una pelota de neutrones conocida como estrella de neutrones.
En tama˜no, esta estrella de neutrones es relativamente peque˜na
(astron´omicamen-te hablando), y diminuta, comparada con la estrella de la que originalmen(astron´omicamen-te era par(astron´omicamen-te
(varias veces el radio de nuestro Sol). El di´ametro de la estrella de neutrones puede
ser aproximadamente de 20km, y su densidad del orden de1017kg/m3. Si pudieramos
comprimir a toda la humanidad a esta misma densidad, obtendr´ıamos algo del tama˜no
de un ch´ıcharo.
Las estrellas de neutrones no est´an quietas. Tal como las estrellas de las que son
restos, ellas rotan. Ya que han colapsado de un tama˜no mucho m´as grande, giran mucho
m´as r´apido. Debido a la ley de la conservaci´on del momento angular: Un cuerpo en
rotaci´on, rota m´as r´apido mientras se encoge. Una estrella de neutrones se ha encogido
de un cuerpo cientos de veces m´as grande que el sol a otro que es mas peque˜no que la tierra. A la tierra le toma 24 horas para hacer una revoluci´on sobre su eje de rotaci´on.
Una estrella de neutrones muy masiva pero muy peque˜na lo hace en una fracci´on de
6 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
La velocidad de rotaci´on no es la ´unica propiedad que es muy alta de una estrella
de neutrones. Tambi´en su campo magn´etico es muchas veces m´as fuerte que el de la estrella original, ya que las l´ıneas del campo magn´etico est´an comprimidas a lo largo de
la materia que forma parte del n´ucleo. La combinaci´on de r´apida rotaci´on y un fuerte
campo magn´etico indica la presencia de una estrella de neutrones.
En los a˜nos 1960s, S. Jocelyn Bell Burnell, era un estudiante en la Universidad de Cambridge que trabajaba con Anthony Hewish buscando emisiones de radio. Entonces
detectaron una se˜nal muy extra˜na: un estallido de emisi´on instant´aneo seguido por
una breve pausa, y luego otra emisi´on. Las emisiones y pausas alternadas con gran
precisi´on. En 1974, Hewish recibi´o el Premio N´obel en f´ısica por el descubrimiento de
esas se˜nales de radio a las que ahora llamamospulsares.
Imaginemos al pulsar como un faro. En los polos magn´eticos de la estrella de
neutrones (no necesariamente alineados con el eje de rotaci´on) hay regiones en las que
las part´ıculas cargadas son aceleradas por el gran campo magn´etico (unos 10 billones
de veces m´as intenso que el de la Tierra). Estas regiones, las cuales giran junto con la
estrella, rad´ıan una intensa energ´ıa (en el orden de decenas de Gigaelectronvolts en el
r´egimen de rayos gamma). Mientras la estrella de neutrones gira, un haz de radiaci´on
electromagn´etica (especialmente intensa en el r´egimen de las ondas de radio y gamma)
realiza un barrido hacia el espacio. Si la posici´on de la tierra coincide con uno de esos
barridos, entonces veremos al pulsar.
As´ı, todos los pulsares son estrellas de neutrones, pero no necesariamente todas
las estrellas de neutrones son pulsares. El rango de per´ıodos de los diferentes pulsares
va desde milisegundos a unos cuantos segundos.
Para poder obtener mediciones precisas de los pulsares, se requiere de
instru-mentos de detecci´on que puedan realizar dos tareas principales. La primera es para la
b´usqueda de nuevos pulsares y, la segunda, para realizar observaciones de los ya
cono-cidos, principalmente para realizar mediciones precisas de tiempo, pero tambi´en para
estudiar la polarizaci´on y morfolog´ıa de los pulsos. Estas tareas requieren diferentes
capacidades del equipo de instrumentaci´on, pero las dos tienen en com´un la necesidad de una alta resoluci´on temporal y alta sensibilidad, (Lyne y Smith, 1998).
1.3. OBJETIVOS 7
1.3.
Objetivos
La meta de este trabajo es aplicar el conocimiento electr´onico, mec´anico, ´optico y computacional para realizar el dise˜no, fabricaci´on, integraci´on y pruebas de cuatro
c´amaras de visi´on nocturna y una c´amara para uso astron´omico basadas en CCDs
multiplicadores de electrones y un pedestal giro-estabilizado. Una vez construidas las
c´amaras y probadas en laboratorio, proponer las diferentes t´ecnicas de observaci´on
que se podr´ıan utilizar como herramienta para el estudio de diferentes fen´omenos
astron´omicos.
Los objetivos espec´ıficos para lograr la meta son:
1. Dise˜no y desarrollo de las c´amaras de visi´on nocturna para laSEMAR.
2. Dise˜no y construcci´on de un pedestal de estabilizaci´on para montar una de las
c´amaras de visi´on nocturna construidas.
3. Realizar las pruebas; tanto en laboratorio como en campo, de las c´amaras de
visi´on nocturna.
4. Con base en lo aprendido del trabajo realizado en las c´amaras de visi´on nocturna,
construir una c´amara para prop´osito astron´omico.
5. Adaptaci´on delEMCCDdentro de una botella criog´enica.
6. Dise˜no e implementaci´on de las diferentes t´ecnicas de observaci´on para la
c´amara.
7. Dise˜no e implementaci´on de las diferentes herramientas de software para el
procesamiento de las im´agenes obtenidas.
8. Desarrollo de pruebas en los diferentes telescopios disponibles para demostrar su
funcionamiento.
1.4.
Detectores en astronom´ıa
La fotograf´ıa ha tenido una relaci´on muy cercana y productiva con la astronom´ıa,
8 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
tuvieron que pasar cerca de 50 a˜nos para que la fotograf´ıa se utilizara seriamente en la
astronom´ıa. Despu´es que se demostr´o su utilidad en 1883, poco a poco fue desplazando al ojo humano para registrar lo observado en el cielo. Este avance dio lugar a una nueva
ciencia, la Astrof´ısica. Alrededor de 1900, la fotograf´ıa revolucion´o la manera de hacer
astronom´ıa, y durante 30 a˜nos cambi´o por completo la percepci´on que ten´ıamos del
universo. Tambi´en influenci´o el dise˜no de telescopios e instrumentos astron´omicos.
Hasta 1870 fue posible realizar exposiciones con un tiempo de integraci´on largo para
plasmar las im´agenes del universo profundo en una placa fotogr´afica. Antes de eso,
la tecnolog´ıa no permit´ıa lograr im´agenes contrastantes de objetos d´ebiles o lejanos
debido a la insensibilidad del material. El proceso cambi´o con la introducci´on del
m´etodo degelatina secay, por primera vez, se pudieron realizar exposiciones tan largas como se desearan. Posteriormente, con la invenci´on de la placa fotogr´afica, se hizo
m´as pr´actica la realizaci´on de la fotograf´ıa debido a la sencillez del proceso, adem´as
de convertirse en una t´ecnica disponible ampliamente para uso general. Fue en este
contexto que se descubri´o que utilizando fotograf´ıa de tiempo de exposici´on largo,
se pod´ıan observar objetos que con el ojo humano ser´ıa imposible detectar utilizando
el mismo telescopio. Fue en estos a˜nos que se revel´o un universo desconocido hasta
entonces, lleno de estrellas lejanas, nebulosas y galaxias entre otras cosas.
En la astronom´ıa, la placa fotogr´afica es un medio eficiente, estable y compacto
para realizar observaciones, con la ventaja que se puede utilizar una tabla de luz para
analizar las im´agenes. Sin embargo, este detector no es lineal, y por lo tanto es dif´ıcil
utilizarlo como herramienta cuantitativa para el an´alisis. Debido a que los niveles de
luz detectados de un objeto lejano, o d´ebil, son muy bajos; en la astronom´ıa siempre se
ha buscado al detector que tenga la mejor sensibilidad, es decir, la eficiencia cu´antica
m´as alta. Esta propiedad se hizo muy importante tanto para fines comerciales como para la astronom´ıa, y ´esta ´ultima result´o beneficiada, gracias a que el director fundador
de los Laboratorios Kodak, C E Kenneth Mess, ten´ıa una especial afici´on a ella. ´Esto
trajo la producci´on de las Placas Espectrosc´opicas en los a˜nos treinta, las cuales ten´ıan
una alta sensibilidad. Estos materiales fueron dise˜nados para realizar exposiciones de
objetos muy d´ebiles con tiempos de exposici´on largos. Fueron usados tanto para obtener
espectros como imagen directa. Las placas fotogr´aficas fueron ampliamente utilizadas
en astronom´ıa durante casi todo el siglo pasado, hasta la invenci´on de los detectores
electr´onicos.
1.4. DETECTORES EN ASTRONOM´IA 9
observaciones de campos amplios del cielo, debido a su gran formato. Conforme se
fue perfeccionando, se percataron de que para observar campos peque˜nos (con la construcci´on de telescopios m´as sofisticados), no serv´ıa para obtener buenos datos (por
su granularidad), y que lo m´as importante era laEficiencia Cu´antica de detecci´on, que para las placas fotogr´aficas m´as sensibles anda entre 3 y 5 %.
De la necesidad de contar con mejores t´ecnicas de detecci´on, y con el descubrimiento de las propiedades de los semiconductores, que adem´as tienen la
capacidad para reaccionar a la luz generando impulsos el´ectricos, es que surge la era de
la fotograf´ıa digital. Un antecedente claro se encuentra en los primerosVTR(Video Tape Recorder) que en 1951 ya eran capaces de capturar im´agenes de televisi´on, convertirlas en una se˜nal el´ectrica y guardarlas en medios magn´eticos. Este sistema permiti´o a la
NASA, en los a˜nos 60, realizar el env´ıo de las primeras fotograf´ıas electr´onicas de Marte. Pero es sin duda 1969 el a˜no que marca el inicio de la carrera digital cuandoWilliam Boyle y George Smith (ambos ganadores del premio nobel de F´ısica en 2009 por sus logros en esta ´area) dise˜nan la estructura b´asica del primerCCD. Aunque en principio se plantea como un sistema para el almacenamiento de informaci´on, un a˜no m´as tarde los laboratorios Bell construyen la primera c´amara de video que usa un CCD como detector de im´agenes.
1.4.1.
Fot´ometros fotoel´ectricos
Los fot´ometros fotoel´ectricos fueron, durante mucho tiempo, instrumentos muy
utilizados para la fotometr´ıa astron´omica. Estos instrumentos usan como detector el
tubo fotomultiplicador o dispositivos similares. Estos detectores se basan en una celda
de un material que genera electrones al incidir luz sobre ella. Estos electrones se
conducen a unos electrodos colocados en cascada donde se amplifica la se˜nal y a partir de un fot´on se obtiene una corriente macrosc´opica mensurable. La medici´on
de esta corriente permite determinar la intensidad de la luz incidente. Los fot´ometros
fotoel´ectricos poseen una muy buena precisi´on, junto a una gran facilidad de uso, si
bien cuentan con el inconveniente de su escasa sensibilidad para objetos d´ebiles, y de
ser capaces de medir tan solo un objeto a la vez. Salvo en aplicaciones espec´ıficas, han
10 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
1.4.2.
Dispositivos de carga acoplada CCDs
Los dispositivos de carga acoplada, m´as conocidos por sus siglas en ingl´es como
CCD, (charge coupled device), se han convertido en el detector m´as utilizado para la mayor´ıa de aplicaciones en astronom´ıa. B´asicamente, un detectorCCDconsiste en pi-xeles de material semiconductor que tienen la propiedad de liberar un electr´on por cada
fot´on incidente. La pastilla de silicio se recubre con una red de electrodos
microsc´opi-cos que, al aplicarles los voltajes apropiados, generan pozos de potencial cerca de la
superficie del detector. As´ı, al exponer el dispositivo a la luz, los fotones hacen
sal-tar electrones que quedan atrapados en estos pozos de potencial. Pasado un tiempo de
exposici´on, la electr´onica asociada desplaza las cargas y permite contar los electrones
capturados en cada pozo y reconstruir as´ı la imagen proyectada sobre el detector. Los
dispositivos de carga acoplada son sensibles a la luz en un amplio intervalo de
frecuen-cias que van desde el infrarrojo cercano (0.78 a 1.1 nm) hasta el ultravioleta cercano (200 a 400 nm). Adem´as, existen otros detectores basados en principios similares que
pueden utilizarse en otras bandas, tales como en el infrarrojo (0.78 a 100 nm) o en rayos
X.
Estos detectores son muy sensibles y re´unen bastantes ventajas de la pel´ıcula fotogr´afica, como su car´acter bidimensional (registran simult´aneamente todos los
objetos situados en un ´area determinada) o la capacidad de acumular luz en
exposiciones prolongadas, a lo que a˜naden su car´acter de detector extremadamente
lineal (algo de lo que carecen la fotograf´ıa y en menor grado los fot´ometros
fotoel´ectricos). Su principal limitaci´on radica en sus dimensiones reducidas, un aspecto
en el que se ven superados por la pel´ıcula fotogr´afica, si bien se est´an realizando
importantes avances en este sentido.
Los CCDs se emplean como detectores en multitud de instrumentos. Destaca su uso en las c´amaras CCD, que son instrumentos para la obtenci´on de im´agenes directas, an´alogos a las c´amaras fotogr´aficas cl´asicas, pero con detectores CCD en vez de pel´ıcula en el plano focal. Tambi´en se utilizan de manera generalizada como detectores
en otros instrumentos modernos como los espectr´ografos. La capacidad de resoluci´on
o detalle de la imagen depende del n´umero de c´elulas fotoel´ectricas del CCD. Este n´umero se expresa en pixeles. A mayor n´umero de pixeles, mayor resoluci´on.
1.4. DETECTORES EN ASTRONOM´IA 11
hasta ciento sesenta millones de pixeles. Hist´oricamente la fotograf´ıa CCD tuvo un gran empuje en el campo de la astronom´ıa donde sustituy´o a la fotograf´ıa convencional a partir de los a˜nos 80. La sensibilidad de unCCDconvencional puede alcanzar hasta un 95 % comparada con la sensibilidad t´ıpica de las mejores pel´ıculas fotogr´aficas
que est´a en torno al 5 %. Por esta raz´on y por la facilidad con la que la imagen
puede transferirse a una computadora para su procesamiento, la fotograf´ıa digital
sustituy´o r´apidamente a la fotograf´ıa convencional en casi todos los campos de la
astronom´ıa.
1.4.3.
Intensificadores de im´agenes
Las im´agenes obtenidas por medios electr´onicos han jugado un rol cada vez m´as
importante en la astronom´ıa y en muchas ramas de la ciencia. Las propias necesidades
hicieron posible un r´apido desarrollo de los tubos intensificadores, los cuales fueron la
base de los amplificadores de luz. Los intensificadores de im´agenes se clasifican en:
Primera generaci´on. Eran dispositivos con escasa resoluci´on, lo que significa que la imagen observada era borrosa, en algunos casos irreconocible, y con
muy poca amplificaci´on (unas 40 veces). Para mejorar este ´ultimo aspecto, se
colocaban varios tubos, acoplados uno a continuaci´on del otro (en cascada), con
lo que se lograba una intensificaci´on del orden de 1000 veces, lo cual resultaba
suficiente para obtener una imagen aceptable en una noche clara. Sin embargo, su
respuesta a cantidades altas de luz era muy pobre, a tal punto que si se observaba
una luz intensa, la ventana de salida se iluminaba completamente. En algunos casos, hasta pod´ıa producirse da˜no del dispositivo. Como deb´ıan emplearse varios
tubos en cascada, los aparatos resultantes eran bastante voluminosos, a la vez
que ten´ıan un consumo el´ectrico relativamente elevado. Estos tubos funcionaban
de la siguiente manera: La luz incide sobre el fotoc´atodo, que la convertir´a en
electrones, los cuales son acelerados y enfocados en el interior del tubo al vac´ıo
sobre una pantalla de f´osforo, donde son convertidos nuevamente en luz visible.
Segunda generaci´on. B´asicamente mejoraron las caracter´ısticas de los tubos de primera generaci´on, con el agregado de un elemento denominado placa microcanal con la que se obtiene, en un solo tubo, una intensificaci´on mayor a la que anteriormente se lograba con tres en cascada (20,000 veces). Adem´as,
12 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
ofrece la ventaja de que proporciona una mejor respuesta a los niveles muy altos
de luz y un control de ganancia m´as eficiente.
Principio de funcionamiento: Contienen un tubo con enfoque electrost´atico, y en
su parte posterior, una placa microcanal. Tiene tambi´en un tubo intensificador
con enfoque de proximidad. Como resultado, se obtuvo un dispositivo mucho
m´as compacto que los de la anterior generaci´on.
Tercera Generaci´on: La principal diferencia con la segunda generaci´on radica en el fotoc´atodo que ha sido reemplazado por uno de material semiconductor
(arseniuro de galio, GaAs), que le proporciona una sensibilidad superior a sus predecesores. Adem´as, en estos tubos se ha mejorado la placa microcanal,
reduciendo considerablemente el espacio entre los canales y el di´ametro de estos,
logrando as´ı una resoluci´on m´as alta. Sin embargo, su funcionamiento resulta
similar a los de la segunda generaci´on, a tal punto que ´estos son intercambiables, sin necesidad de que deba modificarse el equipo que los utiliza.
1.5.
Caracter´ısticas f´ısicas de los EMCCDs
La tendencia actual en detecci´on de im´agenes es la de tratar de lograr la m´as alta
sensibilidad. La tecnolog´ıa que utilizan los EMCCDsest´a dise˜nada de tal forma que cumpla con esta necesidad. Esencialmente, elEMCCDes un sensor de imagen que es capaz de detectar eventos de un solo fot´on, sin la necesidad de un intensificador de
imagen, lo cual se logra mediante un proceso de multiplicaci´on de electrones incluido dentro del chip. Lo importante de que no se requiere un intensificador de imagen es que
se aprovecha por completo la eficiencia cu´antica de detecci´on del sensor de silicio, la
cual puede ser hasta de 95 %. La combinaci´on de un ruido de piso m´ınimo (menor que
un electr´on) y la alta eficiencia cu´antica hace a losEMCCDslos detectores de imagen con mayor sensibilidad disponible (ver Figura 1.1).
La tecnolog´ıa de estos detectores ha sido desarrollada por dos compa˜n´ıas: E2V
(patenteEP0866501A1) bajo el nombre deL3Vision (Low Light Level Vision) yTexas Instruments(patentesUS4912536yUS5337340) con el nombre deImpactron. Dichos sensores de estado s´olido son el producto de la experiencia que se ha acumulado en los
m´as de treinta a˜nos en que se han perfeccionado los detectoresCCDconvencionales, los cuales han logrado acercarse mucho al concepto del detector perfecto. Los EMCCDs
1.5. CARACTER´ISTICAS F´ISICAS DE LOS EMCCDS 13
Figura 1.1: Comparaci´on de las eficiencias cu´anticas de los EMCCDs y los ICCDs (Denvir et al., 2003). Se puede ver que los EMCCDs iluminados por detr´as (BI EMCCD) son los que presentan una mejor eficiencia cu´antica en comparaci´on con los iluminados por enfrente (FI EMCCD) y los ICCDs.
14 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
Figura 1.2: Diagrama esquem´atico de la arquitectura f´ısica de un EMCCD (Zhang y Chen, 2009). A grandes rasgos, consta de un ´area de detecci´on de imagen, un ´area de almacenamiento o transferencia, registros de corrimiento serie y paralelo, y por ´ultimo el registro de multiplicaci´on.
(Figura 1.2) son CCD convencionales a los que se les ha agregado (justo antes del amplificador de salida) un registro especial donde es posible operar una de las fases
con voltajes en exceso (entre 40 y 50V) de los necesarios para lograr la transferencia
de carga (que t´ıpicamente es de 15V).
F´ısicamente, losEMCCDstienen casi la misma estructura que unCCDde trans-ferencia de cuadro (frame transfer) convencional, con la imagen o datos capturados en el ´area de imagen antes de que sean transferidos hacia el ´area de almacenamiento y de
lectura.
1.5. CARACTER´ISTICAS F´ISICAS DE LOS EMCCDS 15
secci´on adicional, el registro de Ganancia. La ganancia se puede controlar de una
manera sencilla y en tiempo real mediante software. Con ´esto se pueden detectar se˜nales extremadamente d´ebiles y pr´acticamente a cualquier velocidad de lectura. Esto
es muy importante, ya que siempre existe el problema de decidir entre obtener mejor
sensibilidad o mayor velocidad de lectura. En los CCDs convencionales, estas dos variables son mutuamente excluyentes, es decir, si se quiere mejor sensibilidad se debe
reducir la velocidad de lectura, y viceversa. Esto no pasa en un EMCCD debido a la ganancia aplicada antes del amplificador de salida.
1.5.1.
Proceso de multiplicaci´on
El registro de ganancia de unEMCCDes esencialmente una cadena de pixeles a lo largo de la cual se transfiere la carga obtenida en el ´area de imagen. Dentro de cada
pixel de este registro, uno de los electrodos (o fase) responsables de la transferencia
de la carga fue reemplazado por dos electrodos. El primero se mantiene a un nivel de
voltaje fijo, y el segundo, tiene una secuencia normal, excepto que se utilizan voltajes
mucho m´as altos (entre 40 y 60V de amplitud) que los requeridos para la transferencia
de la carga. El gran campo el´ectrico que se genera entre el electrodo de voltaje fijo
y el electrodo de alto voltaje es suficientemente alto para que los electrones causen una ionizaci´on por impacto mientras son transferidos. El fen´omeno de ionizaci´on por
impacto provoca la generaci´on de nuevos electrones de un modo probabil´ıstico, a esto
le llamamos Multiplicaci´on de Electrones. La multiplicaci´on en cada transferencia es relativamente peque˜na, alrededor de 1.01 a 1.015 veces, pero cuando se realizan un
n´umero grande de transferencias se obtiene una ganancia substancial. En la Figura 1.3
se muestra gr´aficamente el proceso de multiplicaci´on.
1.5.2.
Sensibilidad de un EMCCD
Hay dos par´ametros que tienen influencia en la sensibilidad de un detector, la
Eficiencia Cu´antica (QE por sus siglas en ingl´es) y el ruido. La QEes una medida que indica el nivel de capacidad que tiene una c´amara para capturar fotones (ver ecuaci´on
1.1). Una altaQEresulta en m´as fotones detectados convertidos a foto electrones dentro de los pixeles delCCD, una vez convertidos, los foto-electrones en un pixel dado deben superar el l´ımite de detecci´on. Los EMCCDs tienen una mayor sensibilidad ya que
16 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
Figura 1.3: Esquema de generaci´on de electrones por ionizaci´on (Zhang y Chen, 2009)). En la figura (a) se observa la carga detectada mientras se encuentra en la fase 1, la cual, al subir su nivel transfiere la carga hacia la fase 2 (ver figura b) que tiene un nivel de voltaje mayor, es ah´ı donde ocurre la ionizaci´on por impacto.
se maximiza la QE a trav´es de sensores iluminados por detr´as (cerca del 95 %), y minimizando el ruido total del sistema, a trav´es de la eliminaci´on del ruido de lectura y
enfriado termo-el´ectrico de la corriente obscura. Con esto, se puede obtener la detecci´on
de eventos de un solo fot´on.
QE = Ne Nf
×100 % (1.1)
dondeNees el n´umero de electrones producidos yNf el numero de fotones incidentes.
1.5.3.
Importancia del enfriado de un EMCCD
Si queremos obtener el menor ruido de nuestro EMCCD, entonces se requiere de un enfriado con celdas peltier o nitr´ogeno l´ıquido. En losEMCCDs, los electrones t´ermicos son amplificados en el registro de multiplicaci´on, tal como si fueran
foto-electrones. Por lo tanto los electrones generados t´ermicamente se van a ver reflejados
en la imagen resultante. Los EMCCDs son particularmente sensibles a la corriente obscura, en muchas aplicaciones, como en vigilancia militar, la cantidad de fotones
1.5. CARACTER´ISTICAS F´ISICAS DE LOS EMCCDS 17
detectados es lo suficientemente grande y la se˜nal de corriente obscura se puede ignorar
debido a su bajo nivel con respecto a la se˜nal detectada. En estos casos no es tan importante el enfriado del detector. Para este tipo de aplicaciones es suficiente tener
un detector EMCCD de bajo costo con enfriado limitado y que a´un as´ı, pueda ser eficientemente utilizado. De cualquier manera, es necesario reducir la contribuci´on del
ruido de lectura.
En contraste, en otras aplicaciones, como en la astronom´ıa, donde los fotones
detectados son m´ınimos, se requerir´a un enfriado sofisticado, ya que de otra manera
ser´ıa muy dif´ıcil la detecci´on.
1.5.4.
Importancia de una botella de vac´ıo
Para que unEMCCDde alta calidad funcione de manera adecuada, se debe operar en un alto vac´ıo (en el orden de los 5 mtorrs). La degasificaci´on que ocurre en una
c´amara construida para dise˜nos que no implica alto vac´ıo, podr´ıa resultar en un enfriado
de baja calidad, una degradaci´on de la eficiencia cu´antica, o una falla en el mismo
detector. Este peligro prevalece principalmente en los detectores iluminados por detr´as,
los cuales est´an expuestos a severas condensaciones. Es por esto que es importante,
sobre todo en los detectores iluminados por detr´as, que se utilicen contenedores al alto
vac´ıo.
1.5.5.
Efectos en la raz´on se ˜
nal a ruido y rango din´amico
La raz´on se˜nal a ruido y el rango din´amico var´ıan al cambiar la ganancia aplicada.
Con alta ganancia, la c´amaraEMCCDsupera a la convencional en la raz´on se˜nal a ruido, pero hay ciertas caracter´ısticas de ambas tecnolog´ıas donde hay un flujo de
fotones por pixel que es igual en las dos.
Lo importante a destacar para no tener una mayor afectaci´on a la raz´on se˜nal a
ruido y el rango din´amico es:
1. Se debe balancear entre bajas velocidades de lectura a trav´es de un amplificador
o un buen valor de rango din´amico. Se puede deducir que para velocidades de
18 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
2. A cualquier velocidad de lectura a trav´es del amplificador de salida, la mejor
combinaci´on de rango din´amico y sensibilidad se puede obtener a una ganancia igual al ruido de lectura a esa velocidad. En este punto, el rango din´amico est´a en
un m´aximo, y el ruido de lectura efectivo es de 1 electr´on.
3. A valores de ganancia de1000el rango din´amico es muy peque˜no. Valores muy
grandes de ganancia tambi´en podr´ıan limitar el tiempo de uso de losEMCCDs. Ganancias de300o menos son las recomendables para optimizar la sensibilidad,
asegur´andonos que el rango din´amico no est´a excesivamente comprometido. Las
´unicas ocasiones donde se recomiendan ganancias alrededor de 1000, es en los
experimentos de conteo de fotones.
1.5.6.
Aplicaciones de los EMCCDs
Los detectores basados en los EMCCDs han sido dise˜nados para utilizarse en el estudio de fen´omenos muy din´amicos y de muy baja se˜nal. Estos detectores han
mejorado las expectativas de sensibilidad para las c´amara de nivel cient´ıfico, con
l´ımites de detecci´on hasta de un solo fot´on. Estos niveles de sensibilidad son vitales para fen´omenos de muy baja intensidad, ciencias donde se obtienen im´agenes para
la detecci´on de mol´eculas simples, microscop´ıa de fluorescencia de c´elulas vivas,
detecci´on de iones y poca luminiscencia, fen´omenos astron´omicos que cambian muy
r´apido en el tiempo, por nombrar algunos.
Los EMCCDs hasta la fecha han funcionado para f´ısicos y astr´onomos en diferentes aplicaciones: conteo de fotones, astronom´ıa lucky1, ´optica adaptativa, detecci´on de mol´eculas simples (nanotecnolog´ıa), tomograf´ıa de neutrones, tomograf´ıa
de rayos X y gama, etc.
En esta tesis vamos a presentar algunos ejemplos de aplicaciones de losEMCCDs
para fines militares (visi´on nocturna) y para algunos astron´omicos, como el estudio de pulsares, las variables catacl´ısmicas, y estrellasTTauri.
1T´ecnica de observaci´on que se basa en la adquisici´on de muchas im´agenes, de las cuales al final s´olo
1.5. CARACTER´ISTICAS F´ISICAS DE LOS EMCCDS 19
1.5.7.
Comparaci´on de los diferentes tipos de detectores
En este punto me limitar´e a considerar las tecnolog´ıas utilizadas en EMCCDs,
CCDs, CCDsintensificados (ICCDs) yCCDs de bombardeo de electrones (EBCCD). Un resumen de sus principales caracter´ısticas se presentan a continuaci´on.
EMCCDs
Sus principales atributos son: muy sensibles, r´apidos y flexibles, se utilizan en
experimentos que requieren altas velocidades de lectura y/o alta sensibilidad. Se pueden
utilizar como unCCDconvencional cuando se requiere.
Ventajas
1. Sensitivo a eventos de un solo fot´on.
2. Alta eficiencia cu´antica.
3. Buena resoluci´on (limitada por el tama˜no del pixel).
4. Buen rango din´amico.
5. Lectura de imagen ya sea r´apida o lenta.
6. Flexible. Puede operar ya sea comoEMCCDo comoCCDconvencional.
7. No tiene fotoc´atodo.
Desventajas
1. Presenta ruido de multiplicaci´on.
2. Susceptible a da˜nos irreversibles
CCDs
Se utilizan cuando se requieren im´agenes con tiempos largos de exposici´on, o
donde hay suficiente cantidad de luz para que la se˜nal se contraste con respecto al ruido
20 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
velocidades de lectura lentas estos sensores tienen la mejor raz´on se˜nal a ruido que
todos.
Ventajas
1. Alta eficiencia cu´antica
2. Buena resoluci´on limitada por el tama˜no del pixel
3. Buen rango din´amico
4. No presenta ruido de multiplicaci´on
5. No se utiliza fotoc´atodo
6. Se puede escoger entre una amplia gama de formatos disponibles
Desventajas
1. Su sensibilidad est´a limitada por el ruido de lectura. No es sensitivo a un solo
fot´on
2. Velocidades de lectura lentas debido a las restricciones del ruido de Lectura
ICCDs
Se utilizan cuando se requiere muy alta resoluci´on temporal, del orden de nano
o pico segundos. Pueden ser ´utiles para el modo de conteo de fotones con fotoc´atodos
enfriados (para reducir el ruido t´ermico) y tiene velocidades de lectura altas.
Ventajas
1. Sensibilidad a eventos de un solo fot´on
2. Se pueden utilizar resoluciones temporales de nano o pico segundos
3. Velocidad de lectura r´apida o lenta
4. Tiene opci´on de colocar un fotoc´atodo sensible al cercano infrarrojo
1.5. CARACTER´ISTICAS F´ISICAS DE LOS EMCCDS 21
1. Eficiencia cu´antica restringida por el fotoc´atodo (menor de 30 %)
2. Pobre rango din´amico, necesita operar a altas ganancias
3. Cruce de informaci´on entre canales de las placas microcanal
4. Alto nivel de ruido de multiplicaci´on
5. No se puede utilizar como un CCD convencional
6. Muy costoso
7. Muy susceptible a da˜nos irreversibles
EBCCDs
Ventajas
1. Sensitivo a eventos de un solo fot´on
2. Ruido de multiplicaci´on muy bajo
3. Mejor resoluci´on que los ICCDs
4. Tiene la opci´on de colocar un fotoc´atodo sensible al cercano infrarrojo
Desventajas
1. Eficiencia cu´antica restringida por el fotoc´atodo
2. Rango din´amico muy pobre
3. Alto nivel de ruido espurio debido a electrones secundarios
4. No se puede utilizar como CCD convencional
5. Muy caro
22 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
1.5.8.
Tipos de ruido en un EMCCD
Cuando se adquiere una imagen con un EMCCD, adem´as de la se˜nal generada debida a la luz incidente, tambi´en aparece ruido (una se˜nal no deseada que contribuye
a degradar la calidad de la imagen). El problema principal del ruido es que casi todas
las fuentes de ruido son esencialmente aleatorias y, por lo tanto, no se pueden remover
totalmente de la imagen. Por ejemplo, si sabemos que una fuente de ruido contribuye
con 10 unidades en cada imagen, podr´ıamos restar esas 10 unidades a cada una y
no habr´ıa ning´un problema. Pero lo ´unico que sabemos es que el ruido contribuye
aproximadamente con 10 unidades, entonces no podemos remover completamente todo el ruido, ya que no sabemos su valor exacto. Las principales fuentes de ruido en un
EMCCDson:
Ruido Espacial
Es la variaci´on de la se˜nal de unos pixeles a otros debido a peque˜nas diferencias
de los par´ametros caracter´ısticos (tama˜no del pixel, materia extra˜na atrapada durante la
fabricaci´on, respuesta espectral, reflectividad y grosor del recubrimiento). Se considera
ruido en el sentido que supone una variaci´on aparentemente aleatoria de pixel a pixel.
Sin embargo, la respuesta de cada pixel es en mayor parte determinista y puede
ser estudiada, y, por tanto, corregida para reducir la variaci´on espacial. Holst (1998)
establece una distinci´on entre FPN (Fixed Pattern Noise) y PRNU (Photoresponse
Nonuniformity). Con FPN se refiere al ruido espacial producido por la se˜nal de
corriente obscura de cada pixel, es decir, es independiente de la se˜nal. El PRNU es el ruido espacial debido a la diferencia de respuesta de cada pixel a la se˜nal incidente.
Seg´un Holst (1998), se puede escribir: σP RN U = U N donde U es una constante
denominadauniformidad.
Ruido de disparo (oshot noise)
La detecci´on de fotones por un sensor es un proceso estad´ıstico. Si se obtienen
varias im´agenes a lo largo de varios periodos de tiempo, entonces la intensidad (el
n´umero de fotones detectados) no ser´a la misma en todos los casos, pero variar´a muy
poco en cada una. Si se toma un n´umero suficiente de im´agenes, nos daremos cuenta
1.5. CARACTER´ISTICAS F´ISICAS DE LOS EMCCDS 23
En efecto, no podemos estar seguros que la intensidad medida en una imagen particular
representa la intensidad verdadera, ya que sabemos que este valor estar´a desviado del promedio. Esta desviaci´on es la que consideramos que es el ruido de disparo. Como
esta desviaci´on sigue una distribuci´on dePoisson, la desviaci´on estar´a dentro de valores proporcionales a la ra´ız cuadrada de la intensidad de la se˜nal medida. Por lo tanto, si
medimos una intensidad de se˜nal de 100 fotones, entonces el ruido en esta se˜nal ser´a de
10 fotones. Si medimos una intensidad de se˜nal de 1000 fotones en la imagen, entonces
el ruido en esta se˜nal ser´a de 31 fotones, aproximadamente.
Ruido generado t´ermicamente (ruido t´ermico)
Dentro delCCDse generar´an electrones adicionales, no debido a la detecci´on de fotones (la se˜nal) sino por procesos f´ısicos del mismo sensor. El n´umero de electrones
generados en un segundo depender´a de la temperatura de operaci´on del EMCCD y, debido a ello, este ruido es conocido como ruido t´ermico (tambi´en conocido como ruido
obscuro). Al igual que en la detecci´on de la se˜nal, no se generar´a el mismo n´umero de
electrones debido al ruido t´ermico en cada imagen de igual periodo de tiempo, puesto que tambi´en sigue una distribuci´on de Poisson. La manera de reducir el ruido t´ermico es mediante el enfriado del detector (alrededor de -100 grados cent´ıgrados).
Ruido de cuantizaci´on
En una c´amara, el convertidor anal´ogico digital convierte un valor anal´ogico a
un n´umero digital, que se obtiene del amplificador de lectura y devuelve un valor en
cuentas digitales. Suponiendo una distribuci´on uniforme, y un convertidor de 12 bits, se
obtiene:σQ = 12− 1
2 = 0.289cuentas rms. Se ve que el ruido de cuantizaci´on expresado
en cuentas digitales es constante. Por lo tanto no puede reducirse.
Ruido de lectura
El ruido de lectura es el que se genera en el amplificador de salida del sensor,
el cual se encarga de convertir la carga de electrones a una carga en voltaje anal´ogico
utilizando la f´ormulaQ=CV, dondeQes la carga de electrones en el nodo de salida,
24 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
cual opera como seguidor de se˜nal. Este ruido se incrementa cuando aumentamos la
velocidad de lectura de los pixeles.
1.5.9.
Fen´omenos no deseados en los EMCCDs que pueden ser
corregidos
Idealmente la imagen final de una c´amara deber´ıa estar limitada por el ruido de
disparo, la atm´osfera y la naturaleza del objeto que estamos estudiando, sin embargo,
existen una serie de errores que deterioran nuestra imagen. Es importante hacer notar
que los errores que no tienen una naturaleza aleatoria (errores sistem´aticos), pueden ser corregidos o minimizados. Los errores sistem´aticos se dividen en tres tipos:
1. Cosm´eticos, que son resultantes de defectos en la construcci´on del CCD.
2. Multiplicativos, que resultan de una multiplicaci´on (generalmente una fracci´on)
de la se˜nal que llega del CCD.
3. Aditivos, que resultan de una suma o una resta aplicada a la se˜nal que llega del
CCD.
En general la se˜nal obtenida en una imagen CCD en el canal o pixel (x,y) es:
So(x, y) = N L(x, y) +B(x, y) +DC(x, y) +QE(x, y)I(x, y) (1.2)
donde en el t´ermino N L(x, y) est´an incluidos todos los errores no lineales que pueda poseer el sensor, el t´ermino B(x,y) es un nivel electr´onico que se a˜nade para evitar
errores en la digitalizaci´on (llamado bias), DC(x,y) corresponde a la corriente de
oscuridad. Todos estos errores son de tipo aditivo en tanto que QE(x,y) es la eficiencia
cu´antica del detector, error multiplicativo, e I(x,y) es el n´umero de fotones incidentes
sobre el elemento de detecci´on (x,y) procedentes del objeto observado. A continuaci´on
1.5. CARACTER´ISTICAS F´ISICAS DE LOS EMCCDS 25
T´ermino de nivel cero B(x,y)- bias
El t´ermino de nivel ceroB(x, y)es la suma de dos partes,
B(x, y) = B1overscan(t) +B2pattern(x, y) (1.3)
por un lado tenemos un t´ermino variable, Boverscan
1 (t), funci´on de la temperatura del
detector, y por tanto, depende del instante en el cual se realiza la observaci´on pero que
es una constante en todos los pixeles , es decir, no tiene estructura espacial. El segundo
t´ermino,B2pattern(x, y), por el contrario, ser´a constante en el tiempo, pero depender´a de
la posici´on del pixel, es decir, mostrar´a una estructura en la imagen.
T´ermino de ruido t´ermico o corriente oscura DC(x,y)-dark
El t´ermino de corriente oscura DC(x, y) representa el n´umero de electrones
generados por la c´amara (normalmente por ruido t´ermico) por unidad de tiempo. Para
c´amaras con temperaturas de operaci´on por debajo de los −100oC (refrigeradas con
nitr´ogeno l´ıquido) el ruido t´ermico es despreciable. S´ı es importante para las c´amaras
que operan a temperaturas mayores (por ejemplo las refrigeradas por efecto Peltier). El
ruido t´ermico depende fuertemente de la temperatura del detector por lo que es muy
importante registrarla al mismo tiempo que la imagen original y as´ı darnos cuenta de cualquier diferencia de temperatura.
T´ermino de eficiencia cu´antica del detector QE(x,y)-flat
El t´ermino QE(x, y) contiene no s´olo la informaci´on relativa a la eficiencia
cu´antica del detector, sino tambi´en la referente a las eficiencias de transmisi´on del
telescopio, filtros y ´optica de la c´amara. Usualmente se obtiene tomando exposiciones
de luz distribuida uniformemente (llamadas im´agenes de campo plano o flat), bien de la c´upula del telescopio iluminada por una l´ampara (dome flats), bien del cielo al
atardecer o amanecer (twilight flats) o bien del cielo nocturno en zonas donde no se
detectan estrellas (sky flats). Es importante tener en cuenta que la eficiencia cu´antica
del detector depende de la longitud de onda, o color de la radiaci´on incidente. Por tanto,
el t´ermino QE(x,y) ser´a funci´on no solo del filtro considerado sino tambi´en de la forma
26 CAP´ITULO 1. INTRODUCCI ´ON
una luz uniforme), esta es la raz´on por la cual los mejores flats ser´ıan aquellos tomados
en plena noche y cerca del campo que estamos observando aunque normalmente no suele hacerse debido a la gran p´erdida de tiempo que ello supondr´ıa. La eficiencia
cu´antica QE(x, y) presenta variaciones espaciales a peque˜na y gran escala, es decir,
est´a compuesta de dos t´erminos y se puede expresar salvo una constante en general
desconocida,
QE(x, y) =QEa(x, y)QEb(x, y) (1.4)
Las variaciones a peque˜na escala son debidas a variaciones pixel a pixel de la eficiencia
cu´antica del detector y pueden corregirse f´acilmente usando flats de c´upula tomados
con alto n´umero de cuentas (alrededor de 70 % de la saturaci´on de los pixeles). Por
otro lado las variaciones a gran escala son realmente dif´ıciles de corregir por lo que se
aconseja seguir las siguientes recomendaciones:
1. Mantener siempre limpios los filtros y la ventana del sensor.
2. Una vez que se empieza a tomar im´agenes de flats, no tocar ni mover la c´amara
CCD.
T´erminos no lineales NL(x,y)
Una propiedad importante de las c´amaras CCD es su alto grado de linealidad en
todo rango de cuentas definido por el n´umero de bits soportado por cada pixel (pixeles de 14 bits soportar´an un rango de cuentas de212 = 4096). Sin embargo, una prueba
importante, si queremos usar la c´amara para medidas fotom´etricas de alta precisi´on, es
averiguar si ´esta realmente responde linealmente en todo el rango din´amico. Para ello
puede utilizarse un m´etodo muy simple que consiste en calcular el factor de conversi´on
Cap´ıtulo 2
Electr´onica y Mec´anica de la C´amara
2.1.
Introducci´on
Para este trabajo utilizamos EMCCDs de sus dos ´unicos fabricantes, las compa˜n´ıas E2V y Texas Instruments. Para poder construir de manera pr´actica los controladores para cada uno, se dise˜n´o una serie de tarjetas electr´onicas para realizar
los diferentes procesos, de tal manera que se pudiera configurar cada una de las
se˜nales requeridas para el funcionamiento ´optimo de los diferentes detectores utilizados
sin necesidad de cambiar toda la electr´onica. Como se muestra en la Figura 2.1, la
electr´onica de la c´amara consta de las siguientes partes principales:
1. Computadora de control,
2. Secuenciador de se˜nales,
3. Acondicionador de fases,
4. Convertidor anal´ogico a digital,
5. Generaci´on de alto voltaje, y
6. Generaci´on de voltajes de polarizaci´on.
A continuaci´on se da una breve explicaci´on de cada una.
28 CAP´ITULO 2. ELECTR ´ONICA Y MEC ´ANICA DE LA C ´AMARA
