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Massimo Brescia » 8.Principi di fotometria e spettroscopia - parte quarta


Conoscenza delle tecniche di osservazione

  • Teoria
    • In che banda
    • Cosa osservare
    • Con che strumento
    • In che modo
  • Pratica
    • “limiti dell’atmosfera”
    • Conoscenza dell’uso corretto della strumentazione
    • “limiti del sito”
    • Conoscenza delle tecniche di osservazione
    • “limiti dello strumento”

Conoscenza delle tecniche di osservazione (segue)

A causa della debolezza e della lontananza degli oggetti celesti, la loro osservazione non è agevole.
Se poi aggiungiamo gli ostacoli atmosferici, aumenta il rischio di rimanere delusi.

E’ buona regola evitare di dare solo una fugace occhiata agli oggetti che vogliamo studiare, persistendo il più possibile nell’osservazione dell’oggetto, consentendo anche al nostro cervello di accumulare un numero sempre maggiore di informazioni nel tempo.

Nel caso in cui “registriamo” la nostra immagine mediante l’uso di un rivelatore, dobbiamo tener presente che oggetti più deboli richiedono osservazioni più lunghe o la combinazione di osservazioni brevi per ottenere tempi di posa totali lunghi.

Conoscenza delle tecniche di osservazione (segue)


Conoscenza delle tecniche di osservazione (segue)

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Cosa è l’estinzione atmosferica?

L’estinzione atmosferica del segnale di una stella è dovuto all’assorbimento dello strato di atmosfera terrestre (figura 1).

Se l’oggetto è allo zenith (guardando dritto) la massa d’aria che il segnale deve attraversa è minore e quindi l’assorbimento è minore (figura 2).

Per definizione se osserviamo un oggetto allo zenith diciamo che lo stiamo osservando a “1 massa d’aria“, per cui se osserviamo in una direzione che forma un angolo θz con lo zenith, stiamo osservando a “massa d’aria secante θz“.

Es. di riduzione con Irad

Es. di riduzione con Irad

Es. di riduzione con Irad

Es. di riduzione con Irad


Cosa è l’estinzione atmosferica? (segue)

  • L’estinzione dipende fortemente dalla banda di osservazione. Essa è molto alta nella parte blu della finestra ottica e diminuisce lentamente andando verso il rosso.
  • Dipende fortemente anche dall’altitudine a cui è posto il telescopio. Per questo motivo i telescopi vengono messi anche a 4000 m di altezza.

Cosa è l’estinzione atmosferica? (segue)

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Il SEEING

Si considera ottimo un seeing di 0.4 arcsec
Si considera buono un seeing di 0.8 arcsec
Si considera pessimo un seeing maggiore di 1.5 arcsec

Migliore seeing di Napoli = 2.4 arcsec !!!
Migliore seeing del deserto di Atacama (Cile) = 0.4 arcsec !!!


Illuminazione notturna

Inquinamento luminoso notturno. Fonte: Institute of Astronomy, University of Cambridge

Inquinamento luminoso notturno. Fonte: Institute of Astronomy, University of Cambridge


Illuminazione notturna (segue)

Inquinamento luminoso notturno. Fonte: Kosmograd

Inquinamento luminoso notturno. Fonte: Kosmograd


Strumenti delle nuove generazioni


Strumenti delle nuove generazioni (segue)


Conoscenza delle tecniche di osservazione

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Rapporto S/N (1)

Il rapporto S/N in un’osservazione è fondamentale perché determina l’errore che avremo sulla determinazione della magnitudine dell’oggetto in questione.

In un osservazione con CCD si hanno diverse sorgenti di rumore:

  • il rumore fotonico,
  • il rumore di lettura dei dati,
  • il rumore dovuto all’eccitazione termica degli elettroni,
  • il rumore dovuto alla non uniformità del CCD.

Il rivelatore CCD

Il CCD è costituito da una matrice di elementi fotosensibili in cui accumulare cariche prodotte dalla radiazione incidente e leggerne successivamente il contenuto.

L’elemento fotosensibile è un capacitore caratterizzato dalla presenza di un conduttore (Metallo), di uno strato di isolante (Ossido) e di un substrato di Silicio (M.O.S).

Applicando un potenziale all’elettrodo, questa particolare struttura consente di creare una regione dove accumulare cariche generate per effetto fotoelettrico. Due canali di stop limitano l’estensione laterale della zona di svuotamento.

Pixel

Pixel


Generazione della carica

I fotoni interagendo con il Silicio, eccitano gli elettroni di valenza che passano nella banda di conduzione, creando così una coppia elettrone-buca (e-b).

I fotoni con una energia tra 1.1 e 5 eV generano una coppia e-b, mentre i fotoni con energia > 5 eV producono più di una e-b.

Generazione della carica

Generazione della carica


Raccolta e lettura delle cariche

Questi elettroni foto-generati, si accumulano nella parte superiore del substrato in “pacchetti” ordinati a singola carica, mentre le buche (controparte degli elettroni) si diffondono nel substrato di silicio.

Le righe di buche vengono lette mediante un condotto orizzontale dove una terna di elettrodi muove i pacchetti di carica verso i registri finali. Ogni pacchetto di carica è amplificato da un circuito apposito e infine digitalizzato per la memorizzazione.

Pixel

Pixel


Trasferimento delle cariche


Corrente termica

A causa della bassa energia che separa la banda di conduzione da quella di valenza (Egap=1.1 eV), gli elettroni possono “saltare” nella banda di conduzione solo per effetto termico. In questo modo si crea una corrente detta di buio (dark current).
Nel Silicio, ad ogni diminuzione di 7 °C si dimezza il valore della dark current. A -130 °C la corrente di buio si riduce a
circa 1 e- per ora per pixel.

In questo modo si possono fare esposizioni su oggetti deboli anche per ore ed ore.

Corrente termica

Corrente termica


Cenni sulle proprietà dei CCD


Efficienza Quantica

Nei CCD la QE è legata alla profondità di assorbimento (PA) dei fotoni.

Per radiazione incidente con λ=2500 Å, PA=30 Å, cioè l’interazione con la radiazione a questa lunghezza d’onda avviene nei primi strati del silicio.

Dopo i 10000 Å il CCD, che ha uno spessore utile per l’effetto fotoelettrico di circa 15 – 20 micron, diventa “trasparente“.

Il Silicio è in grado di rivelare fotoni che hanno lunghezza d’onda nell’intervallo 1-1000 A.

I limiti sono imposti dalla profondità di assorbimento del materiale rispetto alla radiazione.

Efficienza quantica

Efficienza quantica


Cenni sulle proprietà dei CCD

Ampio Intervallo Dinamico, DR (Dynamical Range).

DR di CCD, fattore 10,000 in brillantezza.

La Dinamica è il rapporto:

Dinamica = Max segnale misurabile/Min segnale misurabile

  • Max segnale
    • Carica di saturazione
    • Dimensione del pixel
  • Min segnale
    • Rumore di lettura

Qundi: Dinamica = Carica di saturazione/rumore di lettura

Cenni sulle proprietà dei CCD (segue)

  • Grande Linearità
    • I CCD sono lineari su un elevato range dinamico (bias)
  • Risposta uniforme
    • Un CCD ha una risposta facilmente caratterizzabile (flat field).

Linearità

Per essere sicuri che il CCD sia operativo nella regione di linearità viene applicata una corrente di bias. Questa corrente assicura anche che in tutti i pixels siano memorizzati conteggi diversi da zero.

Linearità

Linearità


Uniformità

L’uniformità di un CCD è la capacità che ha ciascun pixel di rispondere allo stesso modo se viene illuminato uniformemente.

Esistono due tipi di cause che determinano la non uniformità dei CCD (vedi figura).

Per rimuove la disuniformità è necessario:

  • illuminare uniformemente il CCD;
  • acquisire l’immagine, detta di “Flat field“;
  • e correggere l’immagine ottenuta dividendo per il “Flat field“.

Rapporto S/N (2)

Per la maggioranza delle osservazioni in bande larghe, il rumore fotonico domina su tutte le altre sorgenti di errore.

S/N=√n.

Il problema è che bisogna sommare l’errore dovuto ai conteggi della stella e quello dovuto ai conteggi del cielo:

Cstella= Cstella+cielo-Ccielo

I conteggi relativi al cielo vengono sottratti, ma rimane il contributo sull’errore

S/N = Cstella/(Cstella+2Ccielo)

Fondamentale è quindi minimizzare il contributo all’errore dovuto al cielo.

Rapporto S/N (3)

Nel progettare un’osservazione è quindi opportuno tenere conto di questo e determinare il tempo di esposizione in modo tale che il segnale della stella sia molto maggiore rispetto a quello del cielo cosicché

Cstella>>Ccielo ⇒ S/N=(Cstella)= n

Se il segnale della stella è molto inferiore a quello del cielo

Cstella<<Ccielo ⇒ S/N=(2Ccielo)

e diviene praticamente impossibile distinguere la nostra sorgente luminosa.

Il ruolo del cielo è quindi fondamentale nella determinazione del rapporto S/N e quindi nella osservazione di oggetti deboli.

Rapporto S/N (4)

Per ottenere un miglior rapporto S/N occorre allora:

  1. utilizzare un telescopio più grande
  2. aumentare il tempo di integrazione aumentando il tempo di esposizione della singola immagine oppure sommando più immagini.

Infatti……

Aumentando il diametro del telescopio di un fattore 2 si aumenta l’area di raccolta di un fattore 4 e quindi facile dimostrare che per un dato tempo di esposizione

S/N ∝ DTel

Rapporto S/N (5)

Vediamo qual è l’andamento del rapporto S/N in funzione del tempo di integrazione e del diametro del telescopio:

C = t • R

con t tempo di integrazione, R numero di conteggi al secondo


S/N = t •Rstella/ √(t •Rstella+2 •t •Rcielo) =√t • Rstella/ √(Rstella+2Rcielo)

S/N∝ t

Per migliorare il rapporto S/N di un fattore 2 dobbiamo quadruplicare il tempo di osservazione. Più lunga è la posa, maggiore è il segnale del cielo e quindi il disturbo del cielo, ma S/N aumenta perché il segnale della stella aumenta linearmente nel tempo, mentre il rumore del cielo aumenta solo come t.

Le lezioni del Corso

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