6.3: Detectores e instrumentos de luz visible
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Describir la diferencia entre placas fotográficas y dispositivos de carga acoplada
- Describir las dificultades únicas asociadas a las observaciones infrarrojas y sus soluciones
- Describir cómo funciona un espectrómetro
Después de que un telescopio recoja radiación de una fuente astronómica, la radiación debe ser detectada y medida. El primer detector utilizado para las observaciones astronómicas fue el ojo humano, pero sufre de estar conectado a un dispositivo imperfecto de grabación y recuperación: el cerebro humano. La fotografía y los modernos detectores electrónicos han eliminado las peculiaridades de la memoria humana al hacer un registro permanente de la información del cosmos.
El ojo también sufre de tener un tiempo de integración muy corto; solo toma una fracción de segundo sumar energía luminosa antes de enviar la imagen al cerebro. Una ventaja importante de los detectores modernos es que la luz de los objetos astronómicos puede ser recogida por el detector durante períodos de tiempo más largos; esta técnica se llama “tomar una exposición prolongada”. Se requieren exposiciones de varias horas para detectar objetos muy débiles en el cosmos.
Antes de que la luz llegue al detector, los astrónomos hoy en día normalmente utilizan algún tipo de instrumento para clasificar la luz según la longitud de onda. El instrumento puede ser tan simple como filtros de colores, que transmiten luz dentro de un rango específico de longitudes de onda. Un plástico transparente rojo es un ejemplo cotidiano de un filtro que transmite solo la luz roja y bloquea los otros colores. Después de que la luz pasa a través de un filtro, forma una imagen que los astrónomos pueden usar para medir el brillo aparente y el color de los objetos. Te mostraremos muchos ejemplos de este tipo de imágenes en los capítulos posteriores de este libro, y describiremos lo que podemos aprender de ellas.
Alternativamente, el instrumento entre el telescopio y el detector puede ser uno de varios dispositivos que difunden la luz en su arco iris completo de colores para que los astrónomos puedan medir líneas individuales en el espectro. Tal instrumento (del que aprendiste en el capítulo sobre Radiación y Espectros) se llama espectrómetro porque permite a los astrónomos medir (para medir) el espectro de una fuente de radiación. Ya sea un filtro o un espectrómetro, ambos tipos de instrumentos de clasificación de longitud de onda todavía tienen que usar detectores para registrar y medir las propiedades de la luz.
Detectores Fotográficos y Electrónicos
A lo largo de la mayor parte del siglo XX, la película fotográfica o las placas de vidrio sirvieron como los principales detectores astronómicos, ya sea para fotografiar espectros o imágenes directas de objetos celestes En una placa fotográfica, se aplica un recubrimiento químico sensible a la luz a una pieza de vidrio que, al revelarse, proporciona un registro duradero de la imagen. En observatorios de todo el mundo, vastas colecciones de fotografías conservan cómo ha sido el cielo durante los últimos 100 años. La fotografía representa una enorme mejora sobre el ojo humano, pero aún tiene limitaciones. Las películas fotográficas son ineficientes: solo alrededor del 1% de la luz que realmente cae sobre la película contribuye al cambio químico que hace la imagen; el resto se desperdicia.
Los astrónomos hoy en día cuentan con detectores electrónicos mucho más eficientes para registrar imágenes astronómicas. La mayoría de las veces, se trata de dispositivos de carga acoplada (CCD), que son similares a los detectores utilizados en videocámaras o en cámaras digitales (como la que cada vez más estudiantes tienen en sus celulares) (Figura\(\PageIndex{1}\)). En un CCD, los fotones de radiación que golpean cualquier parte del detector generan una corriente de partículas cargadas (electrones) que se almacenan y cuentan al final de la exposición. Cada lugar donde se cuenta la radiación se llama píxel (elemento de imagen), y los detectores modernos pueden contar los fotones en millones de píxeles (megapíxeles, o MP).
Debido a que los CCD suelen registrar hasta el 60— 70% de todos los fotones que los golpean, y los mejores CCD de silicio e infrarrojos superan el 90% de sensibilidad, podemos detectar objetos mucho más débiles. Entre ellas se encuentran muchas lunas pequeñas alrededor de los planetas exteriores, planetas enanos helados más allá de Plutón y galaxias enanas de estrellas. Los CCD también proporcionan mediciones más precisas del brillo de los objetos astronómicos que la fotografía, y su salida es digital, en forma de números que pueden ir directamente a una computadora para su análisis.
Observaciones infrarrojas
Observar el universo en la banda infrarroja del espectro presenta algunos desafíos adicionales. La región infrarroja se extiende desde longitudes de onda cercanas a 1 micrómetro (µm), que es aproximadamente el límite de sensibilidad de longitud de onda larga tanto de los CCD como de la fotografía, hasta 100 micrómetros o más. Recordemos de la discusión sobre radiación y espectros que el infrarrojo es “radiación de calor” (emitida a temperaturas con las que los humanos nos sentimos cómodos). El principal desafío para los astrónomos que utilizan infrarrojos es distinguir entre la pequeña cantidad de radiación de calor que llega a la Tierra desde las estrellas y galaxias, y el calor mucho mayor que irradia el propio telescopio y la atmósfera de nuestro planeta.
Las temperaturas típicas en la superficie de la Tierra son cercanas a los 300 K, y la atmósfera a través de la cual se hacen las observaciones es solo un poco más fría. Según la ley de Viena (del capítulo sobre Radiación y Espectros), el telescopio, el observatorio e incluso el cielo están irradiando energía infrarroja con una longitud de onda máxima de aproximadamente 10 micrómetros. Para los ojos infrarrojos, todo en la Tierra brilla intensamente, incluyendo el telescopio y la cámara (Figura\(\PageIndex{2}\)). El reto es detectar débiles fuentes cósmicas contra este mar de luz infrarroja. Otra forma de ver esto es que un astrónomo que utilice infrarrojos siempre debe contender con la situación a la que se enfrentaría un observador de luz visible si trabajara a plena luz del día con un telescopio y óptica forrada con luces fluorescentes brillantes.
Para resolver este problema, los astrónomos deben proteger el detector de infrarrojos de la radiación cercana, así como protegerías la película fotográfica de la luz del día brillante. Dado que cualquier cosa cálida irradia energía infrarroja, el detector debe aislarse en un entorno muy frío; a menudo, se mantiene cerca del cero absoluto (1 a 3 K) sumergiéndolo en helio líquido. El segundo paso es reducir la radiación emitida por la estructura del telescopio y la óptica, y bloquear este calor para que no llegue al detector de infrarrojos.
Echa un vistazo a The Infrared Zoo para tener una idea de cómo se ven los objetos familiares con la radiación infrarroja. Deslice el control deslizante para cambiar la longitud de onda de la radiación de la imagen y haga clic en la flecha para ver otros animales.
Espectroscopía
La espectroscopia es una de las herramientas más poderosas del astrónomo, que proporciona información sobre la composición, la temperatura, el movimiento y otras características de los objetos celestes. Más de la mitad del tiempo dedicado a la mayoría de los telescopios grandes se utiliza para la espectroscopia.
Las muchas longitudes de onda diferentes presentes en la luz se pueden separar pasándolas a través de un espectrómetro para formar un espectro. El diseño de un espectrómetro simple se ilustra en la Figura\(\PageIndex{3}\). La luz de la fuente (en realidad, la imagen de una fuente producida por el telescopio) ingresa al instrumento a través de un pequeño agujero o hendidura estrecha, y es colimada (convertida en un haz de rayos paralelos) por una lente. La luz luego pasa a través de un prisma, produciendo un espectro: diferentes longitudes de onda dejan el prisma en diferentes direcciones porque cada longitud de onda se dobla en una cantidad diferente cuando entra y sale del prisma. Una segunda lente colocada detrás del prisma enfoca las muchas imágenes diferentes de la ranura o orificio de entrada en un CCD u otro dispositivo de detección. Esta colección de imágenes (dispersas por color) es el espectro que los astrónomos pueden analizar posteriormente. A medida que la espectroscopia propaga la luz en cada vez más contenedores colectores, entran menos fotones en cada contenedor, por lo que se necesita un telescopio más grande o se debe aumentar considerablemente el tiempo de integración, generalmente ambos.
En la práctica, los astrónomos hoy en día tienen más probabilidades de usar un dispositivo diferente, llamado rejilla, para dispersar el espectro. Una rejilla es una pieza de material con miles de surcos en su superficie. Si bien funciona de manera completamente diferente, una rejilla, como un prisma, también extiende la luz hacia un espectro.
Resumen
Los detectores de luz visible incluyen el ojo humano, la película fotográfica y los dispositivos de carga acoplada (CCD). Los detectores que son sensibles a la radiación infrarroja deben enfriarse a temperaturas muy bajas ya que todo dentro y cerca del telescopio emite ondas infrarrojas. Un espectrómetro dispersa la luz en un espectro que se registrará para su análisis detallado.
Glosario
- dispositivo de carga acoplada (CCD)
- serie de detectores electrónicos de alta sensibilidad de radiación electromagnética, utilizados en el foco de un telescopio (o lente de cámara) para grabar una imagen o espectro