Observaciones en el IR. Experimentos problemáticos

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September 12, 2018 Michael Richer 1

Observaciones en el IR

Referencias

• Glass, I. S. 1999, Handbook of Infrared Astronomy (Cambridge University Press: Cambridge, UK)

• McLean, I. S. 1993, in Infrared Astronomy, IV Canary Islands Winter School of Astrophysics, A. Mampaso, M. Prieto & F. Sanchez, eds. (Cambridge University Press, Cambridge, UK), 335

• de Graauw, T. 1993, in Infrared Astronomy, IV Canary Islands Winter School of Astrophysics, A. Mampaso, M. Prieto & F. Sanchez, eds. (Cambridge University Press, Cambridge, UK), 379

• Vaduvescu, O., & McCall, M. L. 2004, PASP, in press, también astro-ph/0404337

“Strategies for Imaging Faint, Extended Sources in the Near Infrared” • Tokunaga, A. T. 2000, en Allen’s Astrophysical Quantities, A. N. Cox ed.

(Springer Verlag: New York, USA), capitulo 7

• Adams, J. D., & Skrutskie, M. F. “Airglow and 2MASS Survey Strategy”, http://pegasus.astro.umass.edu/adams/air.ps; también el mismo sitio tiene películas fantásticas de la evolución temporal de la emisión atmosférica.

Experimentos problemáticos

• Seguramente, en algún laboratorio de física, ojalá el primero, se les

enseñaron que

–

NUNCA

, por ningún motivo se debe de diseñar un

experimento de tal manera que el resultado deseado es la diferencia entre dos señales grandes.

• La astronomía observacional viola frecuentemente esta regla, pero

¡observaciones infrarrojas terrestres la desprecian totalmente!

– ¿Justificación?: No existe otra opción. (Es decir, la desesperación.)

• Aunque una incertidumbre de 10% en el MIR podría parecer

enorme en comparación con observaciones en el visible, ultravioleta

o radio, es muy impresionante que se logra una precisión de 10%

dado lo que se tiene que superar, sobre todo desde la Tierra.

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¿Desde la Tierra o el espacio?

• Es evidente la enorme ventaja que tiene el espacio para observaciones a partir de !~2µm debido a las temperaturas menores que se alcanzan.

• Para ! < 2µm hay mucho más tiempo disponible en telescopios terrestres. • El espacio es la única opción para ! > 30µm.

• Desde el espacio, el espectro disponible es continuo.

abajo: Wright 2005, NewAR, 49, 407 derecha: de Graauw (1993)

Observaciones en el IR cercano

• Discutimos los efectos de la atmósfera

anteriormente.

• Entonces:

– Telescopio

– Instrumentos

– El fondo es variable: ¿Cómo quitarlo?

– Sabiduría

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Espejos en el IR

• Los tres recubrimientos comunes

para espejos son aluminio (Al), plata (Ag) y oro (Au).

• Tienen reflectividades en función de longitud de onda muy distintas en el óptico, pero similares a partir de 2µm.

• Ag es indeseable porque requiere una protección contra la oxidación. • Para telescopios/instrumentos

optimizados para el IR:

– Se usa Au para espejos pequeños (secundarios, instrumentos). – A veces, se usa Ag protegido para

espejos grandes. (Este es el plan para el primario de Gemini-N.)

• El polvo puede bajar la reflectividad sustancialmente, con un aumento

comparable en la emisión térmica. Es decir, se paga dos veces por un espejo sucio.

• No se puede enfriar el telescopio dado que esto provocaría condensación.

basado en datos del capitulo 5, Allen’s Astrophysical Quantities, A. N. Cox, ed. (Springer Verlag: New York, USA), p. 117 (1995)

Secundarios oscilantes

• En el MIR (10-30µm), el fondo es tan

brillante que es necesario hacer las mediciones de manera diferencial. • Se toma la diferencia entre imágenes

del objeto y un pedazo del cielo cercano.

• Las diferencias se hacen oscilando el secundario a varios Hz para poder cancelar variaciones temporales rápidas. • Esta diferencia cancela la emisión

térmica del telescopio y de la atmósfera.

• Aun así, hay residuos debido a que el sistema óptico cambia significativamente entre las dos posiciones del secundario.

• Idealmente, se alterna el objeto entre las dos posiciones del secundario para mejor promediar el fondo del telescopio y mejor cancelarlo.

• Generalmente, no se requiere usar un secundario oscilante para observaciones en el NIR, pero todavía hay experimentos al respecto en las bandas L y M (3.8

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Los instrumentos…

• Dada la baja energía de los fotones IR, es necesario enfriar los

instrumentos a temperaturas criogénicas para suprimir

suficientemente las corrientes oscuras.

– En el NIR, el enfriamiento se hace con nitrógeno líquido, cuya temperatura de licuefacción es de 77K.

– En el MIR y FIR, el enfriamiento se hace con helio, liquido o gaseosa. – En el MIR, se puede utilizar sistemas de refrigeración cerrados que

alcanzan temperaturas de ~30K fácilmente.

– En el FIR, se enfría el detector a ~1 − 1.5 K mientras que se enfría el telescopio a ~20-40K. (Todo esto sucede en el espacio…)

• No es solamente cuestión de enfriar los detectores, sino también

mantener el detector a una temperatura estable de manera temporal

y espacial.

– Variaciones temporales en la temperatura introducirán diferencias entre imágenes de objetos y del cielo, por ejemplo.

– Variaciones espaciales en la temperatura del detector afectarán a la precisión de fotometría de objetos extendidos.

Los instrumentos…

• Todo lo que ve el detector puede emitir para l>1.8µm.

• Dos opciones:

– Enfriarlo.

(Un cuerpo negro absorbe perfectamente.)

– Hacerlo reflectivo

(. = 1 − 0, donde E es el coeficiente de emisión y R el

coeficiente de reflexión).

• Cada opción funciona en ciertas circunstancias.

• Las reglas:

“If you want it black, make it cold; if you want it shiny, make it

gold.”

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Construcción de los instrumentos

• Dado que cualquier componente caliente en el camino óptico radiará en el IR, es necesario enfriar no solamente el detector, sino todos los elementos que ve el detector. • Esto implica construir una botella criogénica lo suficientemente grande para acomodar una gran parte de la óptica del instrumento. • Idealmente, lo único que verá el instrumento que viene de afuera es la imagen del cielo. • Idealmente, lo único que verá el detector que está a temperatura ambiente es la ventana del criostato. • El objetivo de todo lo anterior es reducir el brillo del fondo en las imágenes, que es mucho más brillante que el objeto de interés, casi siempre. RATIR @ 1.5m, OAN-SPM Fox et al. 2012, SPIE, vol 8453

Fondos distintos

Existen varias fuentes de fondos para una imagen IR

• La primera fuente de fondo es el detector mismo: bias, ruido de

lectura y corriente oscura.

• La segunda fuente de fondo es el cielo. Brillos de superficie típicos

son 16 mag/o" en J y 14-15 mag/o" en K'.

• Para ! ≲ 2µm, la mayor contribución al fondo del cielo son las

líneas de OH. Estas pueden variar de ~5% en 10 minutos y hasta

~50% a lo largo de una noche (Glass 1999 y Vaduvescu & McCall

2004).

– El brillo del cielo normalmente disminuye con el tiempo transcurrido desde el atardecer.

– El cielo puede tener no uniformidades tan pequeños como la escala del campo visto por el detector.

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Fondos distintos

• La tercera fuente de fondos consta de toda la superficie

interior del instrumento vista por el detector o reflejada hacia

el detector.

– Por esta razón, se enfría lo más que se pueda del instrumento.

– Por esta razón es probable que este fondo no sea uniforme.

• Todos estos fondos son aditivos. Sin embargo, las dos últimas

fuentes de fondo dependerán del tiempo de integración y de

la normalización pixel-a-pixel, es decir que están sujetos a la

corrección por el campo plano.

• Ya vimos las complicaciones que introduce el cielo, así que

nos limitaremos a las dificultades impuestos por el

instrumento.

Fig. 4.—Mosaic showing the smoothed differences between successive sky frames (odd numbers) and successive target frames (even numbers) in a single K observing sequence spanning 40 minutes. Variations amount to 0.2% of the

El fondo instrumental

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El fondo instrumental

• En este caso, se trata del promedio de imágenes consecutivas del

objeto y cielo durante una secuencia de observación.

• Se ve claramente una no uniformidad similar en ambas secuencias

de imágenes debido la emisión del instrumento.

Vaduvescu & McCall (2004)

Fig. 5.—Averages of the smoothed differences between successive sky frames and successive target frames in a single K’

observing sequence spanning 1 hr. The images look similar, implying that the origin of pattern variations lies in the instrumentation rather than the airglow.

¿Como sustraer el fondo?

• Dado que el fondo, la que sea, domina el flujo en las imágenes, es necesario quitarlo lo mas precisamente posible. • El experimento demostrado aquí es el efecto de reducir la fracción de imágenes del cielo/fondo. • En la secuencia (a) a (d) se usan el 100%, 60%, 40% y 20% del número de imágenes del objeto para quitar el fondo. • El fondo resulta cada vez menos uniforme de (a) a (d), indicando que se debe tomar tantas medidas del fondo como del objeto.

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Recomendación final

• Es recomendable usar imágenes del fondo antes y después de cada imagen del objeto para definir el fondo. Visualmente, la imagen es muy parecida al caso (a) de la gráfica anterior, pero usando los fondos anteriores y después (caso (a) aquí) mejora el S/R en el fondo. • En el caso (b) arriba, se quitó el fondo usando una mediana de todos

los fondos. Obviamente, este método no conviene.

Vaduvescu & McCall (2004)

Fig. 7.—Reduced images of Mrk 209 constructed by subtracting from each galaxy frame (a) the average of the two sky frames taken immediately before and after, and (b) the median of all sky frames. Binning and contrast and brightness settings are the same as in Fig. 6. The background is less smooth in the image derived from the sky median.

Receta

• Tome campos planos del cielo.

– Para el NIR, Vaduvescu & McCall (2004) dan opiniones. Existen otras ideas, p.ej., el manual de Camila.

– Para el MIR, no es tan evidente si el asunto ha sido estudiado metódicamente. Hable con Luis Salas, Mauricio Tapia y otros sabios.

• Mida el fondo tan frecuentemente como el objeto.

• No mezcle filtros, impedirá la buena medición del fondo.

– Termine con un filtro antes de empezar observaciones con otro.

• Monitoree el brillo del fondo para tener indicaciones de

variaciones en la opacidad del cielo.

– Que hacer al respecto no es tan obvio.

– Seguramente convendría tener estrellas de 2MASS en sus campos (o algo con brillo conocido).