CCDs e Outros Detectores

Por Fabrizio Melges Ferro

Um detector astronômico é um dispositivo que recebe alguma “partículas mensageiras” (e.g. fótons, neutrinos, raios cósmicos, ondas gravitacionais) e produz um sinal correspondente. Nesta seção, os detectores de fótons serão nosso foco principal. O sinal que caracteriza os fótons incidentes pode medir sua taxa de incidência, sua distribuição de energia, ou até mesmo sua fase e polarização. Interpretar este sinal é uma tarefa complexa e envolve a consideração de diversos fatores: O meio interestelar, a atmosfera, os elementos do sistema observacional (espelhos, lentes, filtros, etc.), os instrumentos e até mesmo o detector.

Para conseguir extrair alguma informação dos dados observados, é necessário compreender tanto a mediação quanto a detecção. O objetivo desta seção é descrever apenas uma das etapas da coleta de dados observacionais, a detecção. Primeiramente, será apresentado características importantes dos detectores. E em seguida, será examinado alguns exemplos de detectores importantes.

Tipos de Detectores

Os detectores de luz podem ser divididos em 3 diferentes tipos:

Detectores quânticos ou detectores de fótons: Produzem um sinal que depende da alteração do estado quântico—causado por um fóton individual—do elétron do detector. Detectores quânticos são úteis para observações em comprimentos de onda inferiores ao infravermelho, onde as energia dos fótons são grandes comparadas as energias térmicas dos elétrons nos detectores. Exemplos incluem o olho, fotomultiplicadores, fotodiodos, placas fotográficas e CCDs.

Detectores térmicos: Detectam radiação através do aumento da temperatura que sua absorção causa no elemento sensitivo. Eles geralmente são menos sensíveis do que os detectores quânticos e possuem um tempo de resposta maior, entretanto, podem ser usados em uma maior faixa do espectro eletromagnético. Exemplos incluem detectores piroelétricos e bolômetros.

Detectores de ondas: Produzem um sinal em resposta aos campos elétricos e magnéticos oscilatórios das ondas eletromagnéticas, geralmente medindo a interferência gerado por uma onda produzida por um oscilador local. Estes detectores são particularmente úteis nas faixas do rádio e microondas.

Parâmetros dos Detectores

Detectores são complexos demais para serem caracterizados por alguns parâmetros simples. Existem várias propriedades que devem ser especificadas quando dois detectores (operando na mesma faixa espectral) devem ser comparados, ou quando um detector deve ser escolhido para uma observação específica utilizando um instrumento específico. Todavia, para nossa análise simplificada, alguns parâmetros serão suficientes.

Eficiência Quântica

O principal código de honra que os astrofísicos observacionais devem seguir é: “Não desperdiçarás fótons”. Com todos os esforços envolvidos na construção de instrumentos que coletam o maior número de fótons possíveis, seria de certa forma errado não utilizar uma grande fração desses precioso fótons para produzir o sinal. Um bom detector é um detector eficiente.

Eficiência Quântica, ${Q}_{e}$, é uma maneira comum de se quantificar a eficiência de um detector. E é geralmente definida como a fração dos fótons incidentes no detector que realmente são detectados.

$\boxed{{Q}_{e}=\frac{{N}_{det}}{{N}_{in}}}$       (1)

Um detector perfeito teria ${Q}_{e}$ igual a 1, ou seja, todos os fótons absorvidos pelo detector contribuiriam para a formação do sinal. Placas fotográficas tipicamente possuem uma eficiência quântica de 0.1%, fotomultiplicadores uma eficiência de até 30% e os CCDs uma eficiência que pode passar os 90%. O último sendo o detector mais popular atualmente.

Resposta Espectral

A eficiência quântica de um detector geralmente é uma função do comprimento de onda dos fótons. Um excelente CCD se torna inútil em determinados comprimento de onda. Equipamentos que utilizam o silício, por exemplo, não respondem a fótons com Linearidade

Em um detector ideal, o sinal de saída é diretamente proporcional a “iluminação”. Entretanto, geralmente existem limites no sinal de saída. Se uma fonte muito brilhante for observada (ou se o tempo de exposição for longo o suficiente), ocorre a saturação do detector, e o valor do sinal chega a um limite superior.

O olho

O olho é sem dúvidas o detector mais fundamental para o astrônomo humano. Pela maior parte da história da astronomia, o olho foi o equipamento padrão para observação e detecção. Atualmente a observação visual tem um papel importante na descoberta de supernovas, novas e cometas. E é claro, existem as milhares de pessoas que observam o céu por prazer (incluindo grande parte dos astrônomos profissionais). Portanto, é interessante conhecer algumas das peculiaridades da visão humana, que por sua vez influenciam a observação.

No processo da visão, o cérebro e o olho funcionam juntamente. A imagem formada na sua retina é invertida e sofre aberração cromática, mas o cérebro corrige estes efeitos. O cérebro também recebe duas imagens ligeiramente diferentes dos dois olhos, mas ao invés disto causar uma imagem borrada, nós interpretamos essa diferença em termos de distância e profundidade.

Utilizando o critério de Rayleigh, a resolução do olho humano é aproximadamente 20 segundos de arco quando a íris possui seu máximo diâmetro (5 a 7mm). Mas para duas imagens separadas poderem ser distinguidas, elas devem estar separadas por pelo menos uma célula receptora não excitada. Então até para imagens na linha de visada a resolução real é entre 3 a 5 minutos de arco.

Se apenas algumas das células receptoras forem estimulados, os nervos ópticos não são disparados e o cérebro registra aquela parte da imagem como “escura”. Este efeito pode ser minimizado realizando rápidas oscilações do olho em algumas dezenas de segundos de arco com uma frequência de alguns Hertz, de tal forma que vários receptores fiquem envolvidos na detecção em um curto período de tempo. Este, é o motivo de um objeto de céu profundo aparecer mais “brilhante” quando você move os olhos (ou balança o telescópio) e ficar praticamente invisível quando você olha diretamente para ele.

Placa Fotográfica

Progresso considerável foi feito na sensitividade de placas fotográficas,um século após sua invenção elas já eram capazes de produzir uma imagem com um fluxo $10^6$ vezes menor. Nós podemos considerar que elas já atingiram seu limite atualmente. O mecanismo por trás das placas fotográficas envolve o uso de substâncias químicas sensíveis à luz, como o AgBr. Estes são dispersos em um “gel” criando uma mistura conhecida como emulsão. Expondo a emulsão a luz, o AgBr reage com os fótons, tornando a placa opaca em diferentes graus dependendo da exposição.

Suas vantagens são a simplicidade de uso, habilidade de integrar baixos fluxos em um longo período de tempo, e acima de todos, o elevado número de pixels que podem ser expostos simultaneamente (até $10^{10}$). De certa forma, sua memória está contida em sua própria massa.

 

Figura 1: Placa fotográfica da Nebulosa de Orion capturada pelo astrônomo George Ritchey. (Crédito: George Ritchey, Yerkes Observatory.)

As desvantagens são sua não linearidade, seu baixo dynamic range (i.e. razão entre o maior e o menor sinal medível), e a necessidade de usar um aparelho especial para transformar informação analógica, armazenada na forma de escurecimento da placa, em informação digital, que pode ser avaliada quantitativamente.

As placas fotográficas ainda são detectores úteis, mas para observações astrofísicas modernas elas foram ultrapassadas pelos CCDs.

CCD

OS CCDs (Charge Coupled Devices) foram inventados na década de 70, originalmente com o objetivo de serem dispositivos de memória para computadores. Mas por serem sensíveis a luz, eles rapidamente foram explorados para aplicações de imageamento e produziram uma grande revolução na astronomia. O detector consiste de uma superfície repleta de diodos de silício sensíveis a luz, colocados em um conjunto retangular de pixels. A figura 2 mostra o conjunto de CCDs utilizados no satélite Kepler, que examine a curva de luz de estrelas em busca de exoplanetas.

 

Figura 2: O plano focal do satélite Kepler consiste de um mosaico de 42 CCDs (1024×2048 pixels). (Crédito: NASA and Ball Aerospace.)

Nos átomos de silício, a maioria dos elétrons ocupam a camada de valência, mas podem ser excitados para a camada de condução devido ao movimento térmico dou a pela absorção de um fóton. No silício, a energia necessária para essa transição é de 1.26eV. Para evitar que os elétron recombinem com os átomos, é introduzido um potencial elétrico, que “armazena” os elétrons nos pixels (Da mesma forma que eu estou assumindo que você está, em uma descrição clássica, preso no potencial gravitacional de um geoide massivo carinhosamente chamado de Terra). Após a exposição, potenciais elétricos variáveis movimentam as cargas para um conversor de sinal analógico em digital, que transmite o sinal digital para um computador, que por sua vez produz a imagem (ver figura 3).

 

Figura 3: Evento supernova SN2019zhs em IC 4552. 17 de Janeiro de 2020, Mag +16.3. A imagem foi produzida utilizando um CCD. (Crédito: Italian Supernovae Search Project.)

Uma pergunta que pode surgir é: Como produzir uma imagem colorida? Afinal, a única informação coletada é o número de elétrons provenientes de um determinado pixel. A solução é simples, apenas coloque filtros RGB na frente dos pixels (ver figura 4).

 

Figura 4: O mosaico de filtros Bayer. Note o maior número de pixels verdes para imitar a sensitividade do olho humano ao verde. (Crédito: Dirk Froebrich.)