Astronomische Beobachtungstechniken und -Instrumente G. Wiedemann, WS 0809 Infrarot-Detektoren

WS0809 VBeob2 Saturn im IR

WS0809 VBeob3 Germanium:  ~ wie Si, aber Bandlücke = 1.8 m m  indirekter Halbleiter  kein GeO2 durch Oxydieren  keine Ge CCDs  (keine Mikromechanik, auch wg. schwacher Ätz-Anisotropie)  Ge-Transistoren, bis 4 K

WS0809 VBeob4 Kleine Energielücken:durch 'Doping'  'Verunreinigungen' 'impurities'

WS0809 VBeob5 Infrarotdetektion Valenzband Leitungsban d l IR 'impurity band' Si:As Si:Sb Kühlung ~E gap

WS0809 VBeob6 Einteilung: high flux - low flux  Grobe Einteilung nach Anwendung  geringe Signale, Hintergrund (wie nachts im Optischen, kurze, Spektroskopie) wichtig: geringes Rauschen, hohe QE small well capacity 10 5 e - teure Entwicklung  längere Wellenlängen, thermische Strahlung, Breitband-Imaging, high well capacity 10 7 e - schnelle Ausleseelektronik erforderlich militärische Entwicklungen Kühlung (Geräte, Detektoren) Wärmebildkameras

WS0809 VBeob7 Strahlungshärte: the BIB Aufbau eines Blocked Impurity Band Detectors Dicke !  BIB -detektor M. Petroff, Maran 'Dutch' Stapelbroek, W. Kleinhans  IR Absorption -> hohe Dotierung  hohe Dotierung-> Impurity Band Conduction  Isolatorschicht (kein Valenzband!) -> Blocked Impurity Band  backside-illuminated: BIBIB elektr. Kontakt Si undotiert Substra t Si, hochdotiert, As

WS0809 VBeob8 Vorteil BIB  geringes Eigenrauschen  macht Beobachtungen möglich, bei denen die Empfind- lichkeit nicht mehr durch den Detektor limitiert wird:  höhere spektrale Auflösung  höhere zeitliche Auflösung 12 m m Spektroskopie auf der Sonne Sonnenoszillationen, T < 5 min SN 1987 A HighResSpektroskopie von Sternen Nachteile BIB: Betrieb bei ~ 10 K, Streu'licht'

WS0809 VBeob9 BIB and more...  ähnliche Verbesserungen gegenüber 'Standard' wie im Optischen:  BIBIB: Backside Illuminated BIB Dünnes Substrat, Schleifspuren im FF  SSPM Avalanche Region auf IR Detektor, wenige m m dick 7000 V/cm Feld, 50,000 e - /Photon hohe Zeitauflösung nach Freigabe wieder der Geheimhaltung unterworfen ~1988 später: IR-blind, als optischer Detektor vermarktet heute: wieder frei, aber durch bessere BIBs überholt  BIB: weiterentwickelt durch Astro-Organisationen (ESO) aktuelle Mitteilung

WS0809 VBeob10 CCDs  sind aus Silizium = silicon  optische Detektion und Ausleseelektronik benützen die selbe Struktur leichte Herstellung keine differentielle thermische Kontraktion  Herstellung:etablierte Methoden aus der Halbleiterfertigung, Mikromechanik: anisotropes Ätzen Photolithographie Strukturierung (Masken) durch Oxidation  Herstellungsmethoden nicht für Ge geeignet  Si-Multiplexer + IR detektor: hybrid, keine IR CCDs

WS0809 VBeob11 IR Detektoren  Direct Readout (wie CMOS)  jedes Pixel verbunden mit Ausleseelektronik (unit cell)  nach Integration wird pixel auf 'lesen' geschaltet  Auslesezeit abhängig von ADC Geschwindigkeit, Zahl der Kanäle etc,  Hohe Flexibilität bei Auslesemoden, 'windowed readout'  Herstellung : Multiplexer (Si) Detektorfeld, InSb, HgCdTe, As:Si, InGaAs, Ge. Bump-bonding

WS0809 VBeob12 Einheitszell e t- RON

WS0809 VBeob13 Aladdin oder Pentium 3 ?

WS0809 VBeob14 SFD Elektronik für die Astronomie 'Modell '

WS0809 VBeob15 Hybrid Buch S56

WS0809 VBeob16

WS0809 VBeob17 Heute  InSb 1024 x > 2048x 2048  HgCdTe 2k x 2 k -> besser  256 x 256 : 127,000 $  InGaAs 640 x ,000 E

Astronomische Beobachtungstechniken und -Instrumente G. Wiedemann, WS 06/07 Zuück zu den Sternen: Spektroskopie

VBeob WS06/0719 Astro-Spektroskopie  Was ist ?  Was macht man mit ?  Was macht man mit Spektroskopie in der Astronomie ?  Was macht man mit Spektroskopie im Labor für die Astronomie ?  Instrumente für die  Spektroskopische Methoden

VBeob WS06/0720 Spektroskopie  Messung von I( l ) einer Strahlungsquelle spektrale Energieverteilung Spektrum  spektrale Energieverteilung a.k.a. SED spectral energy distribution  SED meist für niedrige Auflösung verwendet  Spektrum, SED: (E, I, S) als Fkt von l, n, n, E : I( l ), I l  manchmal verwendet: l * I l, n * I n  Ortsinformation : I( l,a,d ) abbildende Spektroskopie, imaging spectroscopy spectral, spectroscopic imaging ~

VBeob WS06/0721 Spektroskopie: Variationen über 1 Thema  dispersiv, multiplex, IFU...  Filter, Fabry-Perot : Abbildungen, R : dl, Dl: sequentiell,  'Datacube' multi-channel FP  multiplex: FTS, FP: Trennung durch Interferenz, nicht räumlich,  dispersiv: räumliche Trennung der Wellenlängen von 1 Punkt : Prismen, Gitterspektroskopie  1 dim l, 1 dim x, 2D Bild sequentiell  integral-field spectroscopy:

VBeob WS06/0722 Spektroskopie  genaue Messung von Spektrum & SED erfordert spektrophotometrische Eichung, meist durch Vergleich mit Standardsternen. Dabei wird Empfindlichkeitskurve ('response curve) von Teleskop + Instrument + Detektor bestimmt. Auch atmosphärische Extinktion muß berücksichtigt werden.  Messung von Spektren ohne Ansprüche an die Photometrie: Vergleichsmessungen der Transmission der Atmosphäre usw notwendig: Strahlungsquellen: Sterne ohne Linien, Mond, Sonne bei 2 untersch. Zenitdistanzen

VBeob WS06/0723 Spektrale Energieverteilung eines Sterns

VBeob WS06/0724 Spektrum

VBeob WS06/0725 Spektrum, hochaufgelöst

VBeob WS06/0726 Informationsgehalt Observable  Spektrale Energieverteilung: Farben-> Temperatur  Sternklassifikation  Identifizierung L, T -Zwerge etc  Altersbestimmung (aus theoret. Entwicklungskurven) Staub, PAHs IR exzess: Scheiben  b Pic, Vega

VBeob WS06/0727 Informationsgehalt eines Spektrums  Kontinuumsniveau nötig für detaillierte Analyse, aber wichtiger sind oft die Linien  Linienpositionen ( l )  Linienprofilform  Linienstärken

VBeob WS06/0728 Informationsgehalt eines Spektrums  Linienpositionen ( D E, l ) und Übergangswahrscheinlichkeiten (A ij ) für die meisten Übergänge aus der QM bekannt Labormessungen Eisen-Projekt machmal: astronomische Messungen helfen bei Charakterisierung der Atome, Moleküle  Beobachtet werden veränderte Positionen scheinbare Verschiebungen durch Komponenten-'blending' Messung (z.B. inLuft) Gravitations-rotverschiebung (Sonne 656 m/sec) kosmologische Rotverschiebung Druckverschiebung Starck-Effekt, Zeeman Doppler

VBeob WS06/0729 Linienfrequenzmessungen  Erfolgreiche Messung und richtige Interpretation ermöglicht: Identifikation der Spezies, Isotope Schwerkraft (sehr schwierig) kosmologische Entfernung Druck, Temperatur (über Linienverbreiterung) Magnetfeld Radialgeschwindigkeiten

VBeob WS06/0730 Linienprofile  QM, Unschärferelation, Fourieranalyse: Linienprofil eines Übergangs mit endlicher Lebensdauer t: Lorentzprofil mit Dämpfungskonstante d ~1/ t 'natürliche' Linienbreite FWHM = d / 2 p ( auch aus Unschärferel. )  Druckverbreiterung: Verkürzung der Lebensdauern durch Stoßabregung  Dopplerverbreiterung -> Gaussfunktion  Wenn keiner der Effekte vernachlässigbar->  Faltung Gauss * Lorentz-> Voigtprofil

VBeob WS06/0731 Linienprofile  Faltung Gauss * Lorentz-> Voigtprofil  keine analytische Darstellung  Linienprofile in der Praxis durch Strahlungstransport in den Medien gegeben  Problem!

VBeob WS06/0732 Linienstärken  Linienstärke: S l ~ A ij * n * l * g *e -(E/kt) * F(l) Einsteinkoeffizient Dichte Weglänge statistisches Gewicht Besetzungswahrscheinlichkeit, Boltzmann-Faktor Linienprofil

VBeob WS06/0733 und wieder:  Linienstärken in der Praxis durch Strahlungstransport in den Medien gegeben  Wie bestimmen wir die physikalischen Größen in den Medien? Wir messen ein Spektrum Wir machen ein Modell Die Atomphysik muß bekannt sein Wir wenden die physikalischen Gesetze an und berechnen ein Spektrum unseres Modells: Linienpositionen, -stärken,-profile drehen solange an den Modellparametern (T,P,v, e, machmal auch Atomparametern), bis theoretisches und gemessenes Spektrum (ausreichend) übereinstimmen.

VBeob WS06/0734 tall order: Spektrum der Sonne

VBeob WS06/0735 Spezielle Anwendung: Planeten um andere Sterne  Problem: heller Stern, lichtschwacher Planet, geringer Abstand  Idee: Trennung anhand der spektralen Eigenschaften  Kontrast 10-4  Sternspektren nicht so genau bekannt  Planeten: räumlich getrennt Doppler-verschoben beides Transitspektroskopie Eklipsespektroskopie

VBeob WS06/0736 Informationsgehalt/Observable  Spektrale Energieverteilung (spectral energy distribution, SED)  Linienpositionen  Linienstärken  Linienprofilform Mögliche Ursachen für Verschiebung von Linien relativ zur Laborwelllen- länge 0 : Radialgeschwindigkeit des Sterns und/oder der Erde Konvektion Isotopieverhältnis

VBeob WS06/0737 Endlich Astronomie: Doppler-Spektroskopie  Spektroskopie zur Bestimmung von Geschwindigkeiten, vorwiegend über den Doppler-Effekt:  kosmologische Expansion  Galaxiendynamik,-rotation  Sternrotation  Doppelsterne  Konvektion auf der Sonne  Planeten um andere Sterne

VBeob WS06/0738 Spectroscopic binaries  Double lined spectroscopic binaries (DLSBs): Absorptionslinien beider Komponenten sichtbar  Single-lined spectroscopic binaries (SLSBs): Absorptionslinien nur einer Komponente sichtbar, und diese zeigen periodische Wellenlängenverschiebungen.

VBeob WS06/0739 Konvektion der Sonne Courtesy Stellar Physics Group, Astrophysikalisches Institut Potsdam (AIP) imaging spectroscopy !

VBeob WS06/0740 Linienentstehung in der Sonne

VBeob WS06/0741 Line shifts

VBeob WS06/0742 Informationsgehalt/Observable  Spektrale Energieverteilung (spectral energy distribution, SED)  Linienpositionen  Linienstärken  Linienprofilform Kann mit sogennanten line bisectors gemessen werden, aber auch z.B. durch Spektrumssynthese

VBeob WS06/0743 Line bisectors

VBeob WS06/0744 Line asymmetries

VBeob WS06/0745 Rotation Betrachte starre Rotation mit einer Winkelgeschwindigkeit  um eine Achse senkrecht zur Beobachungs- richtung. v max sei der Betrag des Geschwindigkeitsvektors am Äquator. Bei konstanter Flächen- helligkeit über das gesamte Stern- scheibchen gilt dann für die pro Wellenlängenelement d abgestrahlte Energie E():

VBeob WS06/0746 Rotationsprofile

VBeob WS06/0747 Prinzipien der Spektroskopie

VBeob WS06/0748 Spektrale Auflösung

VBeob WS06/0749 Wellenlängenkalibration  Erfolgt in der Regel durch Aufnahme eines Vergleichsspektrums mit der gleichen Spektrographenkonfiguration.  Je nach spektraler Auflösung werden z.B. Helium-Argon-, Neon-Argon- oder Thorium-Argon-Lampen benutzt.  Prozedur: 1. Linien im aufgenommenen Spektrum identifizieren 2. x-Positionen messen => Wertepaare (x, ) 3. Anfitten eines Polynoms n-ter Ordnung

VBeob WS06/0750 Helium-Argon-Spektrum

VBeob WS06/0751 Thorium-Argon Spektrum

VBeob WS06/0752 Thorium-Argon Spektrum

VBeob WS06/0753 Himmelsspektrum  Zur Kontrolle kann das Himmels-emissionslinien-spektrum heran gezogen werden m(AB) = –2.5 log (f) – 48.60, where f is in cgs units, i.e., erg s –1 cm –2 Hz –1

VBeob WS06/0754 Flexure  Potentielles Problem bei nicht fest montierten Spektrographen (d.h. z.B. am Cassegrain-Fokus): Flexure, d.h. verbiegen des Spektrographen unter seinem eigenen Gewicht bei Änderung der Lage.  Konsequenz: Vergleichsspektrum muss an der Himmelsposition aufgenommen werden, an der sich das Target befindet.

VBeob WS06/0755 Spezielle Techniken

VBeob WS06/0756 Echelle spectroscopy

VBeob WS06/0757 Ultraviolet and Visual Echelle Spectgrograph UVES/VLT-UT2

VBeob WS06/0758 HARPS  High Accuracy Radial velocity Planet Searcher; R=120,000  Installiert am ESO 3.6m-Teleskop (La Silla)  200 Nächte pro Nacht sind für Suche nach Exo-Planeten reserviert

VBeob WS06/0759 Iodine cells

VBeob WS06/0760 Iodine cells  Hochpräzise Radialgeschwindigkeitsmessungen (z.B. bei Suche nach Exo-Planeten) erfordern gleichzeitige Beobachtung von Target- und Vergleichsspektrum  Licht wird durch eine durchsichtige, geheizte Zelle geleitet, in der Iod verdampft wird  Absorptionsspektrum von I 2 sehr linienreich  Erzielbare Genauigkeit von hochaufgelöster Spektroskopie (R > 100,000) mit Iod-Zelle und thermisch stabilisiertem Spektrographen: Einige Meter pro Sekunde! Zum Vergleich: Das entspricht der Geschwindigkeit einer schnellen Armbewegung.

VBeob WS06/0761 HARPS iodine cell

VBeob WS06/0762 Iodine cell spectrum