observaciones en el ir -...

September 12, 2018 Michael Richer 1

Observaciones en el IRReferencias• 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.

• TODO relacionado a la observación es difícil en el IR. Lo más sencillo es observar desde el espacio, pero implica complicaciones también (costo y logística, por lo menos).

¿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, 407derecha: 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



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 y 4.8µm).

Glass (1999)


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 itgold.”



Construcción de los instrumentos• Dadoquecualquiercomponentecalienteenelcaminoópticoradiará enelIR,es

necesarioenfriarnosolamenteeldetector,sinotodosloselementosqueveeldetector.

• Estoimplicaconstruirunabotellacriogénicalosuficientementegrandeparaacomodarunagranpartedelaópticadelinstrumento.

• Idealmente,loúnicoqueverá elinstrumentoquevienedeafueraeslaimagendelcielo.

• Idealmente,loúnicoqueveráeldetectorqueestáatemperaturaambienteeslaventanadelcriostato.

• Elobjetivodetodoloanterioresreducirelbrillodelfondoenlasimágenes,queesmuchomásbrillantequeelobjetodeinterés,casisiempre.

RATIR @ 1.5m, OAN-SPMFox et al. 2012, SPIE, vol 8453


Fondos distintosExistenvariasfuentesdefondosparaunaimagenIR• Laprimerafuentedefondoeseldetectormismo:bias,ruidode

lecturaycorrienteoscura.• Lasegundafuentedefondoeselcielo.Brillosdesuperficietípicos

son16mag/o"enJy14-15mag/o"enK'.• Para! ≲ 2µm,lamayorcontribuciónalfondodelcielosonlas

líneasdeOH.Estaspuedenvariarde~5%en10minutosyhasta~50%alolargodeunanoche(Glass 1999yVaduvescu &McCall2004).– Elbrillodelcielonormalmentedisminuyeconeltiempotranscurrido

desdeelatardecer.– Elcielopuedetenernouniformidadestanpequeñoscomolaescaladel

campovistoporeldetector.– Elcieloesmásoscuroenencenitquehaciaelhorizonteporquedepende

delacolumnadeátomosemisores.

Fondos distintos• Latercerafuentedefondosconstadetodalasuperficie

interiordelinstrumentovistaporeldetectororeflejadahaciaeldetector.– Porestarazón,seenfríalomásquesepuedadelinstrumento.– Porestarazónesprobablequeestefondonoseauniforme.

• Todosestosfondossonaditivos.Sinembargo,lasdosúltimasfuentesdefondodependerándeltiempodeintegraciónydelanormalizaciónpixel-a-pixel,esdecirqueestánsujetosalacorrecciónporelcampoplano.

• Yavimoslascomplicacionesqueintroduceelcielo,asíquenoslimitaremosalasdificultadesimpuestosporelinstrumento.


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 median background signal per minute. The continuity between sky and target frames suggests that the pattern originates in the instrument, not the sky.


El fondo instrumental

En este caso, se tratan de variaciones temporales en el fondo, pero debido al detector.

Vaduvescu & McCall (2004)


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.


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?• Dadoqueelfondo,laquesea,

dominaelflujoenlasimágenes,esnecesarioquitarlolomasprecisamenteposible.

• Elexperimentodemostradoaquí eselefectodereducirlafraccióndeimágenesdelcielo/fondo.

• Enlasecuencia(a)a(d)seusanel100%,60%,40%y20%delnúmerodeimágenesdelobjetoparaquitarelfondo.

• Elfondoresultacadavezmenosuniformede(a)a(d),indicandoquesedebetomartantasmedidasdelfondocomodelobjeto.

Fig.6.—ReducedimagesofMrk 209constructedfromasinglesequenceof10galaxyframesalternatedwith11skyframes,butwiththebackgroundsampledfourdifferentways.Allarebinnedand5x5displayedusingthesamesettingsforcontrastandbrightness.Thenumberofskyframesemployedincreatingtheimageswas(a)10,(b)6,(c),4,and(d)2.Notehowtheresidualbackgroundbecomesmoreblotchyastheskyissampledlessfrequently.



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.


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).• Investigue el modo de lectura del detector.

Resumen

• Hay que prepararse con antelación (leer documentación, platicar con expertos).

• Hay que llegar listo para reducir datos.• El fondo es más brillante y más variable.• El instrumento es parte de la señal.• La observación es más complicada, tanto

la planeación como la ejecución.



¿Para qué observar en el IR?Hay muchas razones para observar en el infrarrojo:• La mayoría de la luz emitida por la mayoría de las estrellas es

emitida en el IR. Por lo tanto, la medición de masas estelares es más precisa basada en observaciones infrarrojas.

• Todo el universo lejano emite en el IR debido a su corrimiento al rojo.

• Cualquier cuerpo frío emite en el IR (p.ej., polvo en el medio interestelar). Esta emisión puede frecuentemente representar una gran fracción de la emisión total de ciertos objetos (galaxias, nebulosas, planetas, etc..).

• La mayoría de las transiciones moleculares ocurren en el IR. Muchos átomos e iones también emiten transiciones importantes en el IR. Estas transiciones son fundamentales para medir las condiciones físicas del material.

• La extinción debido al polvo es menor en el IR.

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