Fotografia

As vantagens da fotografia em relação ao olho é que oferecem um registro permanente da imagem, além de poder integrar no tempo, ou seja acumular a luz por um longo período de tempo e portanto detectar fontes muito mais fracas. Para luz fraca, o olho humano integra cerca de 100 ms (10 Hz). A densidade e quantidade de informação de uma placa fotográfica é muito grande, já que seus pixeis são menores (0,5 μm comparado com 10 μm) e seu tamanho total muito maior (50 cm comparado com 1 cm) do que o dos detectores eletrônicos. Mas a sensibilidade das placas fotográficas é muito baixa e não linear. Além disto, o processamento químico das placas fotográficas é complexo e com muitas possibilidades de introduzir erros.

Em 1840, o químico e fotógrafo amador americano John William Draper (1811-1889) obteve imagens da Lua. Este site diz que esta foto é de 1839, provavelmente incorreto. Draper realizou igualmente alguns daguerreótipos do espectro solar com o auxílio de uma rede de difracção. As primeiras fotografias astronômicas foram obtidas em 16/17 de julho de 1850, pelo americano John Adams Whipple (1822-1891), sob a orientação do diretor do Observatório de Harvard, William Cranch Bond (1789-1859), quando obteve o primeiro daguerreótipo de uma estrela, Vega, α Lyrae. A exposição teve a duração de 100 segundos, usando o telescópio refrator de 38 cm de abertura. O acompanhamento do telescópio não era preciso para exposições mais longas e, portanto, não podia fotografar estrelas de segunda magnitude ou mais fracas. A Lua foi fotografada com o refractor de 38 cm do Observatório de Harvard por George Phillips Bond (1825-1865), filho de William Cranch Bond, auxiliado por John Adams Whipple, que efetuou uma série de imagens experimentais em 1850. A imagem à direita é sua, de 1852. Lewis M. Rutherford (1816-1892) construiu em 1864 o primeiro telescópio fotográfico e obteve excelentes imagens da Lua.

Em 1879, George Eastman (1854-1932) inventou uma máquina para colocar as camadas de emulsão nas placas, que então podiam ser produzidas em massa. As melhores placas fotográficas chegaram a uma eficiência quântica QE=3% (Kodak IIIa-J), ou 10% quando hipersensibilizadas com vários gases. Por exemplo, as placas fotográficas no Laboratório Nacional de Astrofísica até 1986 eram hipersenbilizadas mantendo-as no forno por cerca de 3 horas, em uma atmosfera com 2% de hidrogênio e 98% de nitrogênio, antes de serem utilizadas. As placas mais usadas eram IIa-O, 103a-O e IIIa-J, para o azul, 103a-E e IIIa-F para o vermelho, e IV-N para o infra-vermelho próximo. As 103a-O tinham grãos maiores do que as IIa-O, e eram mais sensíveis. A Kodak parou de fabricar as placas na década de 1990. Cada placa do Palomar Observatory Sky Survey, obtidas com o telescópio Schmidt de 48 cm de diâmetro de 1949 a 1958, e cobrindo todo o céu mais ao norte que declinação -30°, media 35,5×35,5 cm e cobria 6° do céu. As placas utilizadas eram Kodak 103a-E, sensível no vermelho, e Kodak 103a-O, sensível no azul.

A enorme evolução sofrida pelas películas fotográficas no século XX, com o desenvolvimento de filme colorido e preto e branco de sensibilidade média e elevada (ISO/ASA 400 a 3200) [ISO (Internacional Organization for Standardization)/ASA (American Standards Association)], colocou a fotografia astronômica ao alcance de muitos, mas sempre necessitou telescópios com acompanhamento. A escala ISO/ASA é linear, de modo que um filme com ASA 200 tem o dobro da sensibilidade de um filme com ASA 100.

A emulsão fotográfica em geral é um composto de prata com um halogênio, como brometo de prata (AgBr) com uma pequena porcentagem de íons de iodo. O haleto de prata está na forma de pequenos cristais em um suporte geralmente de gelatina, que absorve os halogênios liberados durante a formação da imagem. A resolução é dada pelo tamanhos dos cristais, e em geral é definida como o número máximo de linhas por milímetro que podem ser identificadas em imagens de redes, e varia de cerca de 20 a 2000 linhas por milímetro (píxel de 50 a 0,5 μm). Mas quanto maior o cristal (grão), maior é a sensibilidade. Por isto quanto maior for a resolução, menor será a sensibilidade. Os grãos variam de 50 nm a 1100 nm. O químico alemão Hermann Wilhelm Vogel (1834-1898) em 1873 descobriu que alguns corantes absorvem suas cores características e transferem esta energia aos cristais de haletos de prata. A luz transforma os haletos de prata em prata metálica que são revelados, com uma amplificação química da ordem de 10⁹ pela ação catalítica da prata, e fixados quimicamente para produzir a fotografia. Nos filmes mais sensíveis, de três a 6 átomos de prata por grão são suficientes para produzir a imagem latente, enquanto nos menos sensíveis de 10 a 12 átomos são necessários. Os íons de iodo neutralizam os elétrons livres liberados quando o brometo de prata absorve a luz, para que estes elétrons não se recombinem, produzindo um fóton e destruíndo a imagem latente.

Curva característica típica de um filme fotográfico, mostrando a região base, chamada véu de base ou densidade de velatura, que corresponde a densidade de um filme não exposto mas revelado, a região do joelho em que a resposta ainda não é linear, a região de resposta linear com o logarítmo do tempo de exposição, o cotovelo provocado pela início da saturação, até atingir uma densidade máxima. Mostramos também a curva de sensibilidade e curva característica do filme preto-e-branco Fuji Neopan 1600, para ressaltar que a resposta depende também do processo e tempo de revelação. A curva característica de cada placa fotográfica astronômica era determinada expondo-se uma pequena parte da imagem no densitômetro, um caixa com uma lâmpada e várias aberturas de áreas diferentes. Sabendo-se as razões das áreas, podia-se calcular as razões dos fluxos.

Um dos problemas das imagens fotográficas é que a resposta da emulsão não é linear à intensidade das fontes, de modo que precisamos utilizar uma curva característica para determinar a proporcionalidade. A densidade óptica, D, é definida como

Edward Pickering (1846-1919) do Harvard College Observatory propôs em 1910 que as placas fotográficas podiam ser medidas passando luz através delas, e medindo a quantidade de luz que chega do outro lado. Onde a quantidade de luz transmitida é menor, deve haver uma maior densidade de grãos, produzidos pela luz das estrelas nas fotografias. E quanto maior a quantidade de luz que incidiu sobre uma área da placa, mais grãos irão se formar, tornando a placa escura quando processada, e menor quantidade de luz será transmitida na leitura da placa. Pickering calibrou a quantidade de luz bloqueada correspondente a cada magnitude estelar e com isto ele pode medir o brilho de muitas estrelas.

A fotometria fotoelétrica foi iniciada na astronomia em 1910, nos Estados Unidos por Joel Stebbins (1878-1966) e Charles M. Huffer (1894-1981) (1930, Washburn Observatory Publications, 25, part 3, 143) e na Alemanha por Paul Guthnick (1891-1947) e Richard Prager (1884-1945) (1915, Astronomische Nachrichten, 201, 443) para medidas diretamente no céu, e por Hans Rosenberg (1879-1940) (1906, Nova Acta Leopoldina 85, Sterne I, 2, 224) para medidas de placas fotográficas.

Em 1911 Harlan True Stetson (1885-1964), do Dartmouth College, construiu um fotômetro para medir a quantidade de luz que atravessava as placas fotográficas, dando início às medidas automatizadas das placas, que se desenvolveu até que em 1969 a Edinburgh GALAXY machine produziu as primeiras leituras totalmente automatizadas, e em 1971 o Cambridge Automatic Plate-Measuring Project (APM) iniciou o uso de lasers para a leitura, medindo 10 estrelas por segundo das placas Schmidt de 35,5×35,5 cm, com feixe de 10 μm, produzindo os catálogos APM Palomar Schmidt e APM UK Schmidt. A partir do fim dos anos 1970, as medidas em geral eram feitas com micro-densitômetros (PDS), com uma resolução espacial de 1 μm sobre uma placa de 25×25 cm. Em 2006, a digitalização pelo SuperCosmos foi descontinuada.

Antoine Llebaria & Patrick Figon (1981, A General Analytic Formula for a Film Characteristic, no Proceedings on Astronomical Photography, Jean-Louis Heudier et al. (eds.) Centre National Recherche Scientifique, Nice, p.25) propõem uma curva característica bi-logarítmica

Helmut Jerjen & Alan Dressler, 1997, Astronomy &Astrophysics Supplement Seriers, 124, 1) identificaram mais de 1100 galáxias na direção do aglomerado de Centauro, usando uma placa fotográfica azul Eastman 103a-O, hipersensibilizadas e exposta por uma hora no telescópio de 2,5 du Pont em Las Campanas. Como a placa não continha as marcas de sensitometria, não pode ser usada para a fotometria. Utilizando a placa Schmidt 323J do ESO Sky Survey, digitalizada no microdensitômetro Perkin Elmer PDS 1010A 2-D do ESO em Garching, com um conversor analógico-digital de 12 bits, uma escala de placa de 67,5 segundos de arco/mm e uma imagem (seeing) de 2,3", eles encontraram para a curva característica da placa: a=-0,555, D_saturação=3,689, b=0,272, D_velamento=-0,005 e c=1,225.

Ainda se utiliza placas fotográficas no experimento para medir as linhas de hidrogênio em alta temperatura e pressão, em laboratório, onde corrente elétrica é usada para gerar pulsos de 2,7 milhões de joules (350 terawatts) de raio-X que aquece as paredes da câmara central a 1,8 milhões de graus Celsius.

Trataremos da redução de imagens digitais no capítulo de redução de CCDs.

A fotografia é um bom detector de luz visível, ultravioleta e raio-X, tanto que ainda hoje é utilizada no imageamento médico, embora os detectores digitais já comecem a ser difundidos, mas no espaço os filmes se velam por incidência de partículas de alta energia. As primeiras missões espaciais: Surveyor, Ranger, Mariner, Viking e Voyager utilizavam câmaras de video, vidicon, também sensíveis no UV e raio-X, mas estas eram incapazes de reter uma exposição longa o tempo suficiente para serem lidas, e ainda se degradavam com o tempo. Além disto, a resposta dos vidicons também eram pouco lineares, como os filmes fotográficos e, portanto, de difícil calibração.

Fotomultiplicadoras

A invenção da fotomulplicadora foi possível com a descoberta do efeito fotoelétrico e pela descoberta da emissão secundária, que causa a emissão de elétrons adicionais quando um elétron atinge um eletrodo em um tubo de vácuo.
A primeira demonstração do efeito fotoelétrico ocorreu em 1887 quando o físico alemão Heinrich Rudolf Hertz (1857-1894) demonstrou que conseguia arrancar elétrons de uma placa incidindo luz ultravioleta sobre ela. Julius Ester (1854-1920) e Hans Friedrich Geitel (1855-1923) demonstraram dois anos mais tarde que conseguiam arrancar elétrons com luz visível usando metais alcalinos (potássio e sódio). Com a adição de césio, outro metal alcalino, foi possível estender o efeito até a radiação vermelha. Albert Einstein (1879-1955) usou o efeito fotoelétrico para estabelecer a base fundamental da mecânica quântica em 1905, pelo qual ganhou o prêmio Nobel de 1921, notando que o número de elétrons emitidos é proporcional à intensidade, mas praticamente independente da freqüência, acima de uma energia de corte.

Em 1902, L. Austin e H. Starke (Annals of Physics, 9, 271) anunciaram que as superfícies metálicas produziam um grande número de elétrons quando alguns elétrons incidiam sobre elas. Em 1919, o engenheiro elétrico da Westinghouse Joseph Slepian (1891-1969) patenteou a amplificação de sinais usando esta emissão secundária. A primeira demonstração de uma fotomultiplicadora foi feita em 1934 por Harley Iams (1905-1984) and Bernard Salzberg (1907-) da RCA (Radio Corporation of America), combinando o efeito fotoelétrico com a emissão secundária, com um ganho de 8 vezes. Em 1929, a RCA, fundada em 1919, comprou a Victor (Victor Talking Machine Company, fundada em 1900) constituindo-se assim a RCA Victor. Em setembro de 1934, o russo Leonid Aleksandrovitch Kubetsky (1906-1959) demonstrou o primeiro sistema com múltiplos dinodos, atingindo uma amplificação de 1000×. Em outubro de 1935, Vladimir Zworykin (1889-1982), George Ashmun Morton, e Louis Malter, da RCA, submeteram um manuscrito descrevendo a teoria e experimentos de uma fotomultiplicadora com fotocátodo de Ag-O-Cs, com uma eficiência quântica de 0,4% em 8000 Å

A partir de então diferentes fotocátodos, dinodos e ânodos, utilizando voltagens de 1000 a 2000 volts, produziram diferentes respostas espectrais e eficiências de até 30%. Normalmente, quanto maior a sensibilidade no vermelho, maior é a corrente térmica (ruído).

Quando estão ligadas, as fotomultiplicadoras precisam ser protegidas de luz ambiente, porque a sobre-exposição leva à sua destruição. As fotomultiplicadoras precisam estar envoltas com uma camada de mu-metal, uma liga de níquel-ferro de alta permeabilidade magnética, mantido ao potencial do cátodo, para não sofrerem interferência de campos magnéticos externos, como os causados por emissões de rádio.

Um dos problemas de fotomultiplicadoras é a não uniformidade da resposta, com variações sobre a área sensível do cátodo. Os fotômetros astronômicos usam uma lente de Fabry [Maurice Paul Auguste Charles Fabry (1867-1945)], que produz uma imagem do primário sobre todo o fotocátodo, para minimizar estas variações. As curvas de sensibilidade das fotomultiplicadores são muito importantes na definição do sistema fotométrico U, B e V, definido por Harold Lester Johnson (1921-1980) e William Wilson Morgan (1906-1994) em 1951 (Astrophysical Journal 114, 522 e Astrophysical Journal 117, 313). U vem de ultravioleta, B de blue (azul), e V de visual (amarelo). O sistema fotométrico foi definido usando um fototubo RCA 1P21 e filtros:

Cor	λcentral	Δλ	Filtro
U	3650 Å	660 Å	Corning 9863
B	4450 Å	940 Å	Corning 5030+ Schott GG 13
V	5510 Å	880 Å	Corning 3384

A página da Wide Field Camera 2 mostra que a sensibilidade total do sistema (throughput) é a convolução da curva de transmissão do filtro com a curva de transmissão do detector e do próprio telescópio, além claro da sensibilidade da atmosfera, que é diferente a cada massa de ar. Infelizmente a sensibilidade dos filtros muda com o tempo, o que faz com que as calibrações de fluxo também mudem.

Câmara de Vídeo

Placa de Micro-canais (Microchannel Plate)

Uma placa de micro-canais é uma placa de material resistivo, tipicamente com 2 mm de espessura, com uma matriz de pequenos tubos (os micro-canais) atravessando de uma face a outra, densamente distribuídos sobre toda a superfície. Os micro-canais têm em geral 6 a 10 μm, espaçados por cerca de 15 μm, geralmente inclinados por cerca de 8°.

Cada micro-canal é um multiplicador de elétrons, em que a multiplicação se dá por um forte campo elétrico. Um fóton ou partícula que entre no canal vai colidir com a parede do canal devido ao ângulo desta, iniciando uma cascata de elétrons que se propaga pelo canal, amplificando o sinal em várias magnitudes, que depende do campo elétrico e do ângulo de inclinação. No lado oposto da placa, um ânodo detecta o sinal, podendo formar uma imagem ou adicionar todos os sinais. Os detectores com multiplos ânodos são em geral chamados de MAMA (Multi-Anode Microchannel Array). Após a cascata, o micro-canal leva um tempo para se recarregar, até que possa detectar o próximo sinal. Este tempo chama-se tempo morto, e também existe nas fotomultiplicadoras, mas pode ser de poucos nanosegundos.

A Advanced Camera for Surveys (ACS) do Telescópio Espacial Hubble é composta de:

• O canal SBC (Solar Blind Channel) utiliza uma placa multi-canal de CsI (iodeto de césio) com leitura do tipo matriz micro-canal de múltiplos ânodos (MAMA). Tem 1024×1024 píxeis, cada um com 25×25 μm, levando a uma resolução de 34,6×30,1 segundos de arco. A resposta espectral vai de 1150 a 1700 Å, com uma eficiência máxima de 7,5% em 1250 Å. O termo solar blind é usado para indicar sensibilidade somente no ultravioleta.
• A WFC (Wide Field Camera) usa um mosaico com dois CCDs 4096×2048 da Scientific Imaging Technologies (SITe). Cada 15×15 μm pixel cobre 0,05 segundos de arco de resolução espacial, com amostragem crítica em 11 600 Å, com um campo nominal de 202×202 segundos de arco. A sensibilidade espectral da WFC cobre de 3500 Å a 11 000 Å, com uma eficiência máxima de 48% em 7000 Å.
• O detector do HRC (High Resolution Camera) é um CCD 1024×1024 SITe, com píxeis de 21×21 μm resultando em 0,028×0,025 segundos de arco/pixel de resolução espacial, com amostragem crítica em 6300 Å. O campo nominal é de 29×26 segundos de arco. A resposta espectral é de 1700 Å a 11 000 Å, com uma eficiência máxima de 29% em 6500 Å.

• NUV-MAMA: Cs₂Te (telureto de césio) Multi-Anode Microchannel Array (MAMA) com píxeis de 0,024 segundos de arco, quadrados, e um campo nominal de 25×25 segundos de arco, quadrado, operando de 1600 a 3100 Å.
• FUV-MAMA: Solar-blind CsI MAMA com píxeis de 0,024 segundos de arco, quadrados, operando de 1150 a 1700 Å.
• CCD: Scientific Image Technologies (SITe) com 0,05 segundos de arco por píxel, quadrados, cobrindo um campo de 52×52 segundos de arco, quadrado, operando de 2000 a 10 300 Å.

CCDs - Charge-Coupled Devices

Para a leitura do número de elétrons em cada pixel, eles são transferidos para o registrador horizontal e depois para o elemento de saída, seqüencialmente. Depois a corrente elétrica passa por um conversor analógico-digital (ADC) e a imagem resultante está digitalizada.

Os CCDs (Charge-Coupled Devices) foram inventados por Willard Sterling Boyle (1924-2011) e George E. Smith (1930-), ganhadores do Nobel de Física em 2009, do Bell Labs, em 1969, como um tipo de memória eletrônica, mas são utilizados em todos os tipos de câmaras digitais atualmente, por terem eficiência 10× maior do que os filmes fotográficos. Foram utilizados pela primeira vez em astronomia em 1975, quando cientistas do Jet Propulsion Laboratory obtiveram uma imagem de Urano em 8900 Å com o telescópio de 1,5 m de diâmetro da Universidade do Arizona com um protótipo da Texas Instruments Corporation para a NASA.

James Janesick e Morley Blouke, no artigo Sky on a Chip: The Fabulous CCD (Sky & Telescope, Setembro 1987, p. 238), apresentam uma comparação desenvolvida por Jerome Kristian (1934-1996) de um CCD com uma série de baldes de água sobre correias coletando água da chuva e transportando-os, um a um, para um recipiente para medição.

Para serem utilizados em astronomia, a caraterística mais importante é o baixo ruído, já que as fontes astronômicas são fracas. Enquanto os intensificadores de imagens originais tinham cerca de 800 elétrons de ruído, os CCDs científicos atuais alcançam ruídos de leitura de somente 2 elétrons (por exemplo, E2V).

CCDs são circuitos integrados baseados em silício, e consistem de uma matriz densa de fotodiodos que operam convertendo a energia dos fótons em elétrons. Os elétrons gerados pela interação dos fótons com os átomos de silício são armazenados em um poço potencial e podem ser depois transferidos através do circuito por acoplamento de carga, passando por registradores e finalmente saindo por um amplificador.

Fabricado em pastilhas de silício (wafers) como todos os circuitos integrados, os CCDs são processados em uma série complexa de passos de fotolitografia incluindo o corte ácido ou abrasivo (etching), implantação de íons, deposição de filmes finos, metalização, e passivação para definir as várias funções dentro do sensor. O substrato de silício (quadrivalente) é eletricamente dopado (com bóron ou alumínio, por exemplo, trivalentes) para formar uma estrutura cristalina de silício de tipo-p, isto é, um material dopado para que os principais transportadores de carga sejam vazios de elétrons (espaços na estrutura cristalina) carregados positivamente. A camada acima é dopada com fósforo, por exemplo, para formar um semicondutor tipo-n. As cargas nos semicondutores não se movem, pois fazem parte da estrutura cristalina. Quando os dois materiais são colocados juntos em um CCD, as cargas positivas (vazios) e negativas (elétrons) se difundem através das bordas, neutralizando-se e criando uma região sem cargas livres nos dois lados da borda. Ainda, antes de expor à luz, o material tipo n é completamente esvaziado de cargas livres através da imposição de uma voltagem. Os vazios se acumulam na base do detector. Os elétrons portanto só aparecem pela exposição à luz. Sobre o susbtrato é colocado um isolante, dióxido de silício, e sobre este, eletrodos, feitos de polisilício, isto é, contendo impurezas para torná-lo condutor.

Quando um fóton ultravioleta, visível ou infravermelho atinge o átomo de silício dentro de um fotodiodo, ele normalmente cria um elétron e um vazio, criado pela ausência do elétron na estrutura cristalina do silício. O elétron livre é coletado em um poço potencial localizado profundamente no silício e chamado de área de depleção, enquanto o vazio é deslocado para o substrato de silício. Cada fotodiodo é isolado eletricamente de seus vizinhos por um canal de parada, formado difundindo íons de boro através de uma máscara no substrato de silício tipo-p. A luz passa pelos camadas finas dos eletrodos e isolante e é absorvida pela camada tipo-p e n, ejetando um elétron pelo efeito fotoelétrico. Este elétron se desloca para a região de menor potencial, próxima do centro da camada n. Depois que os elétrons são coletados nos fotodiodos da matriz, um potencial é aplicado às camadas de eletrodos de polisilício (chamadas de portas) para mudar o potencial eletrostático do substrato de silício. O substrato de silício posicionado diretamente abaixo da porta torna-se um poço potencial capaz de coletar os elétrons gerados pela luz incidente. Portas vizinhas auxiliam no confinamento dos elétrons no poço potencial, formando zonas de potencial mais alto, denominados barreiras, cercando o poço. Pela modulação da voltagem aplicada as portas de polisilício, elas podem ser induzidas a formar ou um poço potencial ou uma barreira para a carga coletada.

Quando a exposição termina, as cargas são transportadas para fora do detector, para leitura, um pixel de cada vez. As cargas são transferidas para a coluna de registro (transfer register) do CCD, simplesmente a última coluna de píxeis, e desta um a um para um transistor de efeito de campo (FET) que produz uma saída analógica, com voltagem proporcional à carga acumulada em cada píxel. Finalmente este sinal analógico passa pelo conversor analógico-digital (ADC) transformando a carga em um número que pode ser armazenado em um computador.

Múltiplos detectores são fabricados em uma pastilha antes de serem cortados com uma serra de diamante, testados e empacotados em um envoltório de cerâmica ou polímero, com uma janela de vidro ou quartzo através da qual a luz pode passar para iluminar a matriz de fotodiodos na superfície do CCD.

A característica principal da arquitetura de um CCD é uma matriz de transportadores seriais (shift registers) construídos com uma sobreposição de camadas condutivas dopadas com polisilício e separadas de um substrato de silício semicondutor por um filme fino isolante de dióxido de silício.

Diagrama original de Willard Boyle e George Smith, os inventores do CCD, mostrando o esquema de tempos para a leitura de um CCD de 3 fases. James R. Janesick, 2001, Scientific Charge-Coupled Devices (SPIE Press Monograph Volume PM83), Bellingham, USA.

A forma mais comum de CCD tem uma série de portas que subdivide cada pixel em três poços potenciais orientados em linha. Cada poço potencial de um fotodiodo é capaz de armazenar um certo número de elétrons, que determina a capacidade máxima do CCD. Depois de iluminado durante um certo tempo de integração, os poços potenciais dos fotodiodos tornam-se repletos de elétrons produzidos na camada de depleção do substrato de silício. A mensuração desta carga armazenada é feita através de uma combinação de transferências seriais e paralelas da carga acumulada a um único nó de saída na borda do detector. Para digitalizar as informações, os sinais elétricos devem ser passados por um conversor analógico/digital (ADC). A capacidade deste conversor, normalmente de 16 bits (2¹⁶=65536), é crucial para determinar a faixa saturação do sensor.

Os CCDs normalmente não são sensíveis abaixo de 4000 Å porque o silício absorve estes fótons. Por isto, se for importante a sensibilidade no azul, é necessário reduzir a espessura dos CCDs e iluminá-los por trás. Mas ao se reduzir a espessura do CCD, introduz-se franjas de interferência (etaloning) nos comprimentos de onda do infravermelho próximo. Para reduzí-las, utilizam-se os CCDs com camada de depleção mais espessas, mas ainda iluminados por trás, como os deep depletion CCDs do GMOS. Se o espelho do telescópio tiver cobertura de prata, para aumentar a eficiência no infravermelho, ele também não será sensível ao azul. Outro problema é o ruído de leitura, que é maior quanto mais rápido for a leitura (2-10 elétrons/pixel para 1 Mpixel por segundo).

Como o potencial de ionização do silício é de 3,65 eV, no raio-X (keV) cada fóton gera centenas a milhares de elétrons.

A eficiência quântica (QE) de um detector é definida como a razão entre o número de fótons atingindo o detector e o número de fótons detectador ou armazenados neste. Um detector ideal tem eficiência de 100%, isto é, todos os fótons incidentes são detectados. Enquanto as melhores placas fotográficas chegavam a QE=3% (Kodak IIIaJ), ou 10% quando hipersentivisadas com vários gases, os CCDs científicos atuais chegam a cerca de 90% acima de 7000 Å, e os melhores, a cerca de 60% próximo de 4000 Å.

Curvas de eficiência quântica para vários tipos de CCDs.

O Imageador Óptico do SOAR - SOI contém dois CCDs E2V de 2048×4096, com 15 μm, finos, iluminados por trás, com conversor analógico-digital de 16 bits/pixel. Cada CCD tem 2 amplificadores. O tempo de leitura no modo rápido, o único disponível desde novembro de 2008, é de 20,6 s para leitura individual de todos os píxeis (1×1), 10,9 s para binagem 2×2 e 6,1 s para 4×4. O ruído de leitura é de 4,4 elétrons no modo rápido (3,1 elétrons no modo lento), a corrente de escuro é da ordem de 2 elétrons/hora, e o ganho de 2 elétrons/ADU. O espaço entre os dois CCDs é equivalente a 102 píxeis = 7,8". Há franjas de interferência nos filtros I, i' e z' de 10%, 3% e 12%.

Como o tempo de leitura dos CCDs é grande, para séries temporais rápidas, o preferível são CCDs com Transferência de Carga, em que metade do CCD é coberto por uma capa metálica e, portanto, não exposta à luz. Após uma exposição, a carga da matriz de imagem é transferida rapidamente para a matriz de armazenamento, e uma nova exposição pode começar. Enquanto a segunda exposição está sendo feita, a matriz de armazenamento é lida, passando a carga de cada píxel para o registrador serial e deste para o amplificador e conversor analógico-digital. O Laboratório Nacional de Astrofísica tem CCDs frame transfer, assim como o McDonald Observatory, na sua câmara de foco primário Argos. A desvantagem destes CCDs é que somente metade do CCD é exposto á luz, diminuindo o campo ou a resolução.

A maioria dos CCDs astronômicos usados para detecção no azul utiliza uma camada de fósforo inorgânico, como salicilato de sódio ou butadieno tetrafenil, sobre o CCD (coating), que converte a radiação incidente para comprimentos de onda mais longos, para permitir que a absorção dos fótons ultravioleta ocorra nos canais profundos, de armazenamento, e não nas portas. O aumento na eficiência quântica pode chegar a 350% em 2650 Å e 86% em 3650 Å, comparado com um sensor sem esta cobertura (Wendy A. Franks, Martin J. Kiik e Arokia Nathan, 2000, Sensors and Camera Systems for Scientific, Industrial, and Digital Photography Applications, Proceedings SPIE Vol. 3965, 33, Morley M. Blouke; Nitin Sampat; George M. Williams; Thomas Yeh; Eds.).

Os primeiros CCDs tinham 100×100 píxeis e como eram construídos com os canais de armazenamento superficiais, somente 98% de eficiência de transferência de carga por píxel. Willard Boyle e George Smith patentearam em 1974 (U.S. Patent 3,792,322) a técnica de canais enterrados (burried channel), com a qual conseguiram aumentar a eficiência de transferência de carga por um fator de 1000. Atualmente a eficiência quântica está da ordem de 99,9999%, e a capacidade dinâmica de até 500 mil elétrons, correspondendo a 14,5 magnitudes, comparados com um fator de 1000 (7,5 magnitudes) de uma placa fotográfica.

Telescópios estacionários, como o Hobby-Eberly (HET), South African Large Telescpe (SALT) e Carlsberg Meridian, podem acompanhar o movimento dos objetos no céu transferindo a carga nos CCDs na mesma velocidade que a imagem se move no plano focal (integração com defasagem de tempo). CCDs com transferência de carga ortogonal, isto é, que podem transferir a carga em qualquer direção, inclusive a 45°, já estão disponíveis.

O Canada-France-Hawaii Telescope, de 3,6 m, dispõe da MegaPrime/MegaCam - um imageador com um mosaico de 36 CCDs cobrindo 1 grau quadrado. A camara do Dark Energy Survey, instalada no foco primário do telescópio Blando de 4 m do Cerro Tololo Interamerican Observatory, NOAO/Chile, tem um campo de 2,1 graus, com um mosaico de 62 CCDs de 2048×4096 pixeis.

CCDs com multiplicação de carga (EMCCD) têm ruído de leitura desprezível, ao colocar centenas de eletrodos no registro mutiplicador, entre o registrador horizontal e o amplificador, e começam a ser usados em astronomia, como no Observtório do Mont Megántic, no Canada, e no Observatório do Pico dos Dias.

Como o silício é transparente para fótons com E≤1.26 eV (λ≥1.05 μm), CCDs e CMOS não podem ser usados no infravermelho.

CMOS - Sensor de Pixel Ativo

Eric R. Fossum (1993, Active Pixel Sensors: Are CCD's Dinosaurs? Proceedings SPIE Vol. 1900, 2, Charge-Coupled Devices and Solid State Optical Sensors III, Morley M. Blouke; Ed.) inventou o sensor de imagens com transferência de carga dentro de cada pixel, amplificador em cada pixel com amostragem dupla correlacionada e baixo ruído, incluíndo circuito de redução de ruído de padrão fixo, possíveis sucessores dos CCDs. Entre 1993 e 1995 o Jet Propulsion Laboratory desenvolveu protótipos e em 1995 ex-funcionários fundaram uma companhia que desenvolveu e comercializa sensores de pixel ativo para camaras, radiografia digital, endoscopia e camaras de celulares.

Uma grande vantagem é o menor preço e a ausência de vazamento de um pixel para outro (blooming). Mas eles ainda são menos sensíveis que os CCDs (M. Bigas, E. Cabruja, J. Forest & J. Salvi, Microelectronics Journal, 2006, 37, 433). Em setembro/2011 a Canon fabricou um sensor de 202×205 mm para o telescópio Schmidt do Observatório Kiso da Universidade de Tokyo. Os amplificadores dos CMOS em geral têm 12 bits, comparado com os 16 bits dos CCDs, e outra desvantagem em usar amplificadores em cada pixel é a diferente linearidade e sensibilidade de cada pixel. CMOS ainda não é usado muito em astronomia, mas de acordo com Sozo Yokogawa, Itaru Oshiyama, Harumi Ikeda, Yoshiki Ebiko, Tomoyuki Hirano, Suguru Saito, Takashi Oinoue, Yoshiya Hagimoto & Hayato Iwamoto, no artigo IR sensitivity enhancement of CMOS Image Sensor with diffractive light trapping pixels, Scientific Reports, 7, 3832 (2017), são dominantes em cameras comerciais e telefones celulares. O artigo também discute modificações para torná-lo sensível ao infravermelho.

Infra Vermelho

Os elétrons dos átomos de um sólido sofrem interação com os átomos vizinhos, e seus níveis de energia são perturbados pela presença dos vizinhos, pois o Princípio de Exclusão de Pauli não permite que ocupem níveis de energia iguais. Em um sólido temos um grande número de níveis de energia próximos uns dos outros, formando bandas de energia quase contínuas, no lugar dos discretos níveis de energia dos átomos individuais. Normalmente a banda de valência não contém níveis livres.

Os CCDs (silício) se tornam transparentes acima de 1100 nm. Para estes comprimentos de onda longos, os fótons não têm mais energia suficiente para arrancar um elétron do silício por efeito fotoelétrico.

Como o ruído de fundo é muito alto no infra-vermelho, é necessário ler o detector várias vezes por segundo para que ele não sature.

Célula Fotocondutiva

O artigo Infrared detectors: Status and trends, de Antoni Rogalski, publicado no Progress in Quantum Electronics, 27, 59-210 (2003), apresenta uma análise detalhada. Outros artigos de revisões: George H. Rieke, 2007, Infrared Detector Arrays for Astronomy, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 45, 77-115, e Frank Eisenhauer & Walfried Raab, 2015, Visible/Infrared Imaging Spectroscopy and Energy-Resolving Detectors, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 53, 155-197, incluindo discussão detalhada de Integral Field Units, que medem tanto a distribuição de intensidade quanto espectral, que discutimos na seção de Espectroscopia.

No Soar, tanto o Osiris quanto a Spartan usam detectores fotocondutivos de telureto de mercúrio cádmio - HgCdTe. No Osiris o detector tem 1024×1024 píxeis, enquanto na Spartan são dois detectores de 2048×2048 píxeis, de 1,0 a 2,2 μm.

No Gemini norte temos o imageador e espectrógrafo NIRI (1 a 5μm, com espectroscopia grisma, 1024×1024 InSb - antimoneto de índio), o espectrógrafo de campo integral NIFS (1 a 2,5 μm 2048×2048 HgCdTe), o espectrógrafo com fenda longa do Gemini Norte (1 a 5μm, 1024×1024 InSb) e com dispersão cruzada GNIRS (0,9 a 2,5 μm, Aladdin III InSb), enquanto no Gemini Sul temos o espectrógrafo de alta resolução Phoenix (1 a 5μm, 1024×1024 InSb), o coronógrafo NICI (1 a 5μm, 1024×1024 InSb), o espectrógrafo multi-objeto Flamingos-2 (0.95 a 2.4 μm 2048×2048 HgCdTe), e o imageador GSAOI (Gemini South Adaptative Optics Imager), com quatro detectores Rockell Hawaii-2RG (HgCdTe) formando um plano de 4080×4080 pixeis.

No ESO, o espectrógrafo echelle CRIRES cobre de 0,95 a 5,2 μm, com 4 detectores Aladdin (InSb) e 4096×512 pixeis. ISAAC é um imageador e espectrógrafo de 1 a 5 μm, com um detector 1024×1024 Hawaii Rockwell (HgCdTe 1-2,5 μm) e um 1024×1024 Aladdin (3 a 5 μm). HAWK-I é um imageador de grande campo no infravermelho próximo (0,85 a 2,5 μm), com quatro detectores Hawaii 2RG 2048×2048. SINFONI, um espectrógrafo de campo integral no infravermelho próximo (1,1 a 2,45 μm), com um detector Hawaii 2RG 2048×2048. KMOS, um espectrógrafo multi-objeto no infravermelho próximo (0,8 a 2,5 μm), com 24 IFUS e 3 Teledyne HgCdTe com substrato removido, 18 μm pixeis, Hawaii 2RG 2048×2048. NaCo, imageador, polarímetro, coronógrafo e espectrógrafo assistido por ótica adaptativa, no ótico e infravermelho próximo (0,85 a 2,5 μm), com um detector Aladdin III (InSb - 1024×1026 pixeis)

Condutor de Banda Impura (Impurity Band Conduction Detectors)

No Gemini Norte o imageador e espectrômetro Michelle (7 a 26μm, com um Condutor de Banda Impura - IBC de 320×240 píxeis) silício dopado com arsênico (Si:As). O imageador e espectrógrafo (R≈100-100) T-ReCS (Thermal-Region Camera Spectrograph), operando de 8 a 26μm, com um Condutor de Banda Impura - IBC de 320×240 píxeis, foi aposentado em 2012.

Germânio dopado com gálio é usado para comprimentos de onda acima de 50 μm, como no IRAS, lançado em 1983, de 57 cm, que mapeou o céu em 12, 25, 60 e 100 μm. Os instrumentos de comprimentos de onda mais longa do Spitzer usam condutores de banda impura, silício dopado com arsênico (Si:As) e germânio dopado com gálio.

O Telescópio Espacial James Webb, a ser lançado em 2020, utilizará um 1K×1K Si:As (silício dopado com arsênico) Impurity Band Conduction (IBC) para o Mid-Infrared Instrument (MIRI), um imageador NIRCAM com um filme pixelado de telureto de mercúrio cádmio - HgCdT , coronógrafo e espectrógrafo de 5 a 28 μm (HgCdT). Como o silício reflete 30% da luz incidente no infravermelho, uma camada antirefletiva aplicada consegue reduzir a reflexão para entre 5 e 15%, dependendo do comprimento de onda.

Os detectores no infra-vermelho são lidos píxel a píxel, não destrutivamente, de modo que podem ser lidos várias vezes para diminuir o erro de leitura, e um píxel não afeta o outro. Uma técnica muito usada no infravermelho consiste em alternar a posição da fonte e fundo no detector (chopping), movendo o telescópio ou uma lâmina sobre o detector.

Bolômetros

Raio-X, Raios-γ e Ultravioleta Extremo

Para detectar a radiação mais energética, a configuração do telescópio precisa ser do tipo especular (grazing), proposto pelo físico alemão Hans Wolter (1911-1978) em 1952 (Glancing Incidence Mirror Systems as Imaging Optics for X-rays. Annalen der Physik, 10, 94).

• BAT - telescópio de raios-γ (Burst Alert Telescope), com uma máscara codificada de 52 mil pastilhas de cobre distribuídas aleatóriamente sobre um detector de semicondutor de banda direta de CdZnTe, cobrindo a faixa de 15 a 150 keV. O deslocamento da imagem no detector em relação à vertical indica a direção da fonte.
  
• XRT - telescópio de raio-X, com 12 espelhos aninhados e um CCD MOS, cobrindo a faixa de 0,2 a 10 keV, refina a posição do BAT em 1 m.
• UVOT - telescópio ótico e ultravioleta, refina a posição do XRT em 200 s.

Imagem composta da Nebulosa do Caranguejo (SN 1054), produzidas pela NASA (Chandra, HST, Spitzer) e no ultravioleta (European Space Agency, 75 imagens do XMM obtidas entre 2001 e 2015), com o pulsar no centro, girando 30 vezes por segundo. O ultravioleta mostra a luz sincroton criada por partículas ionizadas espiralando em torno do campo magnético.

Contadores Proporcionais

Cintilador Plástico

Um raio γ, por não ter carga, não é absorvido pelo plástico e só é absorvido pelo material de alto número atômico do detector, causando uma anticoincidência com o sinal ótico.

A colaboração Cherenkov Telescope Array (CTA) propõe construir o maior observatório de raios-γ, de 30 GeV a 300 TeV, iniciando com o ASTRI Mini-Array, com nove telescópios Cherenkov de 4,3 m de diâmetro, para detectar radiação Cherenkov no ar, pois a radiação γ produz chuveiros de partículas na alta atmosfera da Terra, que viajam com velocidade superior a da luz na atmosfera (0,997 c), produzindo radiação Cherenkov, que dura entre 5 e 20 ns. A radiação Cherenkov é a radiação eletromagnética emitida quando uma partícula acelerada, como um elétron, passa por uma material dielétrico com velocidade superior à velocidade de fase da luz no meio. Pavel Alekseyevich Cherenkov (1904-1990) recebeu o prêmio Nobel de física em 1958 pela primeira detecção. Os Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes, H.E.S.S., MAGIC (17 m, La Palma), FACT e VERITAS, já operam, usando a atmosfera como meio de detecção. Assim como os telescópios de fluorencência do Projeto Auger, estes telescópios são formados por um conjunto de espelhos que direcionam a luz para um conjunto de fotomultiplicadoras.

O HAWC (High Altitude Water Cherenkov) Observatory, próximo a Puebla, no México, estuda 2/3 do céu entre 500 GeV e 100 TeV em busca de aniquilações de WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) de matéria escura, complementando os estudos do Fermi Large Area Telescope, entre 10 e 100 GeV, mas também raios cósmicos, novamente como o Pierre Auger.

Raios Cósmicos

Cálculo de um chuveiro de partículas calculado pelo grupo Cosmus do projeto Pierre Auger.

O Observatório Pierre Auger detecta tanto a radiação Cerenkov dentro dos tanques, como a fluorescência no ar acima dos tanques causada pelos chuveiros, em noites escuras e sem nuvens.

O físico austríaco Victor Franz Hess (1883-1964) descobriu em 1911-1912 que partículas carregadas, principalmente prótons, chamadas de raios cósmicos, altamente energéticas, atingiam a Terra vindas do espaço. Os raios cósmicos são produzidos de alguma forma pelos processos mais energéticos no Universo, com energias trilhões de vezes maiores do que se pode obter em nossos laboratórios, e mesmo muito maiores do que as estrelas podem gerar. As partículas que constituem os ventos estelares, que dão origem às auroras na Terra, têm energia muito menor do que os raios cósmicos. A origem dos raios cósmicos mais energéticos ainda não é conhecida, mas explosões de supernovas e núcleos ativos de galáxias, com buracos negros centrais, são os mais prováveis. Hess, que fez medidas em balões que alcançaram 5000 metros de altura, recebeu o prêmio Nobel de 1936 por sua descoberta. Ao atingirem a atmosfera da Terra, estas partículas muitas vezes se desintegram em dezenas de outras partículas, causando os chuveiros de partículas.

O Alpha Magnetic Spectrometer - 02 (AMS-02), operando de 2011 até o presente na Estação Espacial Internacional, mede a antimatéria nos raios cósmicos com um magneto supercondutor de 1200 kg, produzindo um campo de 0,14 tesla. Tem como investigador principal o prêmio Nobel em física Samuel Ting. Já foram detectados mais de 90 bilhões de raios cósmicos, contendo antiprótons e pósitrons, com um excesso de pósitrons energéticos, e provavelmente uns poucos (4 a 5) anti-hélio³, com dois antiprotons e um antineutron, dentre os bilhões de He³. O detector mais preciso é um detector Cherenkov, mas conta com nove planos de tracker de silicio (double-sided micro strip sensor), que mede a posição de passagem da partícula em oito pontos do caminho um detector de radiação de transição (proportional tubes), quatro planos de contadores de tempo de voo, um conjunto de contadores de anticoincidência e um calorímetro eletromagnético.
Detector de ondas gravitacionais Mario Schenberg, do INPE/USP, com 60 cm. Predita pela relatividade geral desde 1916, as ondas gravitacionais, causadas por massas em movimento, mesmo as maiores deformações no espaço, causadas pelos objetos compactos com estrelas de nêutrons, colapso de supernovas, colisões entre estrelas de nêutrons e mesmo colisões de estrelas de nêutrons com buracos negros, são menores que 10^-21 m/m, e foram detectadas pelo Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) com dois interferômetros de 4 km de extensão nos Estados Unidos, obtendo dados desde 2005 (Nature 20 agosto de 2009).

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