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Kepler»Descripción Instalaciones de Laboratorio

Descripción Instalaciones de Laboratorio

Publicado por Luciana Andrín | 29/07/2024
A fin de realizar una demostración del sistema en su totalidad y de incorporar a todos los factores de confusión que representan a las operaciones del sistema de vuelo, se construyó un laboratorio en el Centro de Investigaciones Ames de la NASA.
  • Fuente (Campo de estrellas simulado y generador de tránsito)
  • Cámara (Óptica, CCD y controlador)
  • Estructura (Importante para la estabilidad fotométrica)
  • Control térmico (Muy importante para la estabilidad fotométrica) El equipo de fotometría incluye: un campo de estrellas simulado con un espectro solar aproximado, ópticas veloces para simular el telescopio espacial, un CCD thinned con iluminación posterior/trasera similar a aquellos que serán utilizados en la nave, y que operan a un índice de lectura de 1 Mpix/sec/amp y sin obturador. El banco de pruebas se encuentra térmica y mecánicamente aislado. Cada una de las fuentes de ruido puede introducirse en forma controlada y evaluarse. Un ruido en particular o el cambio en las condiciones térmicas puede ocasionar un movimiento en la imagen de la estrella a nivel del milipixel. Estos movimientos se insertan mediante dispositivos piezoeléctricos que mueven el fotómetro. A continuación se describe el equipo:|
    Arquitectura del banco de pruebas Keppler
    Fuente (Campo de estrellas simulado y generador de tránsito)
    Esquema de la fuente
    La Fuente simula todos los rasgos importantes del cielo real para este experimento. La fuente proporciona un campo de estrellas simulado que representa:
  • El mismo flujo que puede esperarse en la Misión Keppler (luego de agregar la abertura de la óptica) de 109 (recuentos/seg para una estrella mv =12
  • El mismo color espectral que las estrellas del tipo solar
  • El mismo rango de brillo (9v<14) para las estrellas meta
  • La misma densidad de estrellas para mv <19
  • Un campo que cubre una gran fracción del CCD
  • Varias estrellas brillantes (mv =4) tal como puede esperarse en la Misión Keppler
    • Finalmente, la fuente también tiene:
  • La habilidad de generar tránsitos del tamaño de la Tierra en estrellas seleccionadas.
    • La lámpara La fuente lumínica está compuesta por dos esferas integradoras labspheres con una lámpara de cuarzo tungsteno y halógeno en la esfera de 15 -cm, conectada a una esfera integradora de 50-cm con un iris, un difusor y filtros espectrales entre medio. Los filtros espectrales BG34, KG4 y un 'espejo caliente' OCLI (con un corte de 750nm) atenúan la luz en forma selectiva, especialmente en el rojo para proporcionar una equivalencia bastante cercana con el espectro solar (ver la figura a continuación). Existe una pequeña deficiencia en el azul, debido a que la lámpara no llega siquiera por aproximación a la elevada temperatura del Sol. La razón de utilizar dos esferas es aislar térmicamente el calor de la lámpara de la placa de estrellas. Hay correas frías separadas y enfriadores termo eléctricos fijados a la pequeña esfera para quitar el calor del experimento. El controlador Oriel y el suministro de energía proporcionan un control de bucle cerrado del 0,1% del brillo de la lámpara. La amplitud de estas fluctuaciones es similar a lo que podemos esperar del Sol y estrellas similares. Sin embargo, a diferencia del cielo real donde las fluctuaciones de las estrellas no están correlacionadas, en esta simulación todas las fluctuaciones son las mismas debido a la lámpara en común. Observe, sin embargo, que esta variación en brillo es diez veces mayor que un tránsito del tamaño de la Tierra. El uso de fotometría relativa conjunta reduce el efecto de las variaciones de la lámpara en un factor de aproximadamente cien. También es importante mantener una corriente constante de la lámpara para mantener el mismo color de la fuente lumínica.
    Curvas de respuesta espectral
    Placa de estrellas La placa de estrellas tiene un gran número de agujeros de diversos tamaños (utilizados para realizar la fotometría relativa de variante-tiempo) y están ubicados a lo ancho del campo de visión para sustentar la serie de pruebas que se describen anteriormente. La placa es de acero inoxidable de un espesor de 50 micrones y opaco (transparencia menor a una parte en un millón). Todo el modelo fue perforado con un rayo láser de Láser Lenox, con agujeros diminutos de hasta 3 micrones de diámetro (para las estrellas de mv =19). Hay 84 agujeros para las estrellas meta de 9v<14 en las regiones poco pobladas de la placa. Estas se utilizan para aislar los efectos de las débiles estrellas de fondo, las estrellas brillantes, smearing, etc. Algunas de ellas tienen estrellas muy cercanas con un brillo débil de hasta mv =19 a fin de demostrar que las estrellas cinco veces más débiles que la estrella meta no presentan un problema aun cuando se simule la fluctuación de la nave. Hay una región poblada de la placa con 1540 estrellas con la misma densidad del campo estelar de mv =19 como la región real de Cygnus que debe ser observada por la Misión Keppler. Esta región fue utilizada para demostrar la habilidad para realizar la fotometría relativa de alta precisión aun en campos poblados. Las estrellas brillantes (mv=4) fueron utilizadas para demostrar el mantenimiento de la precisión fotométrica relativa en presencia de una estrella de fondo brillante ocasional. Estas estrellas brillantes se producen utilizando atados de fibra óptica conducidos por brillantes diodos emisores de luz externos.
    Placa de estrellas El cableado para las 42 estrellas de tránsito es azul. Las fibras ópticas para la estrella brillante son negras. Imagen del campo de estrellas de la placa de estrellas La imagen tomada con un CCD muestra el juego de 84 estrellas aisladas utilizadas para probar varios parámetros como también la región vertical de las estrellas densas equivalente a la densidad estelar en el plano galáctico. Las regiones tituladas 'Franjas parciales' y 'Franjas de cálculo de mancha' se utilizan para realizar las correcciones a la imagen.
    Generación del tránsito Los tránsitos del tamaño de la Tierra ocasionan un cambio muy pequeño en el brillo del orden de 8x10-5 durante varias horas en estrellas individuales. Se desarrolló un concepto innovador para simular un tránsito a fin de producir este pequeño cambio. Se montó un cable fino fijo a través del agujero de la estrella (ver la figura a continuación). Para producir el cambio pequeño requerido, se pasa una corriente a través del cable. La pequeña resistividad del cable lo hace calentar unos pocos grados por encima de la temperatura ambiente. Debido al calentamiento y el pequeño coeficiente de expansión térmica del cable, la temperatura del cable sube cerca de 5ºC y el cable se expande aproximadamente 10nm para reducir la cantidad de luz en la pequeña fracción requerida. Los cables del tránsito se montaron a través de 42 agujeros de estrellas, pero solo cerca de una docena se utilizaron durante cada una de las pruebas. El encendido y apagado de los tránsitos y el monitoreo fueron controlados por una computadora Macintosh que ejecutaba software Lab View con tableros I/O digitales de National Instruments.
    Fotografía microscópica de un cable de tránsito Un cable de tránsito a través de un agujero de estrella de mv =9 con una estrella cercana de fondo de mv =14 en el ángulo superior izquierdo
    Cámara (Óptica, CCD y Controlador) La Cámara simula todas las funciones llevadas a cabo por el fotómetro en la nave de la Misión Keppler.
    Esquema de la Cámara
    La cámara consiste en la óptica, el CCD, la electrónica del controlador del CCD, la computadora que opera la cámara y el software, y un sistema de enfriamiento del CCD mostrado en forma esquemática arriba y en una vista en corte debajo.
    Vista en corte de la Cámara
    La óptica La óptica se utiliza para formar una imagen del cielo. La luz de la placa de estrellas primero es colimada para hacerla paralela; similar a la luz estelar desde una gran distancia. Se utiliza un triplete Cooke para enfocar la luz en la CCD. Todas las superficies ópticas, lentes y ventanas tienen un revestimiento anti-reflejo. Al igual que en la Misión Keppler el número f es pequeño, igual a 1,5. Se agregó un oscurecimiento central dentro del triplete para simular el oscurecimiento central del sistema Schmidt de la Misión Keppler. En las instalaciones del banco de pruebas se incorporó un sleeve de compensación térmica a fin de que la imagen se mantuviera en el mismo foco aun cuando los componentes ópticos cambiaran de temperatura. Al igual que en la misión espacial, se desenfocó la imagen para esparcir la luz en varios pixeles. La imagen óptima desenfocada tiene alrededor del 80% de la luz en una abertura de cinco pixeles de diámetro. El CCD El componente clave en la demostración fue la CCD y su operación. A los fines de la prueba se seleccionó un CCD disponible en el comercio que cumple con los criterios de la Misión Keppler. El dispositivo seleccionado fue fabricado por Marconi (anteriormente EEV) y se muestra a continuación.
    El CCD 42-80 de Marconi
    El CCD tiene 2048x4096 pixeles, y cada pixel es de 13,5 micrones cuadrados. El tamaño total es de 27 por 54 mm (aproximadamente 1 x 2 pulgadas). Durante el accionamiento los pixeles se binned en el CCD a 27 micrones cuadrados binnig. En efecto, fue utilizado como un dispositivo de 1024x2048. El binning mejora tanto la velocidad de lectura como la precisión fotométrica. El rasgo más importante del dispositivo es que está iluminado en la parte posterior. Por lo general los CCDs están iluminados por medio de cables de polisilicona en la parte delantera del CCD. Los cables proporcionan el voltaje eléctrico para medir y realizar la lectura del dispositivo. Pero estos cables absorben luz y modulan la imagen, como si miráramos a través de un cerco. Para solucionar este problema deben llevarse a cabo varios procesos de fabricación adicionales. Se adhiere una placa de vidrio en la parte delantera, se invierte el dispositivo y la parte posterior se thinned; luego se lo barniza y se le coloca un recubrimiento anti-reflejo. De esta manera se consigue un dispositivo con un rendimiento cuántico mucho más elevado y mucho menos sensible fotométricamente al movimiento de la imagen. Asimismo, el CCD puede leerse muy rápidamente. Debido a que no hay un obturador en el sistema, todas las imágenes tienen alguna proporción de smearing que efectivamente se agrega al ruido del sistema. En la actualidad realizamos la lectura del CCD a 1 mega pixel por segundo por amplificador. Los resultados de las pruebas que debatimos en la página siguiente confirman que el funcionamiento del sistema en su totalidad cumple con los requerimientos de la misión Keppler. ¿Cómo operan los CCDs (dispositivos de carga acoplada)? Los CCDs son el corazón de todas las cámaras de TV de mano y lo que nosotros utilizamos para la Misión Kepler son CCDs para un objetivo especial. Cuando la luz choca contra un trozo de silicona, produce electrones que se mueven libremente a través del material. Esos electrones forman una carga o una corriente que se mide para determinar la cantidad de luz que cayó sobre la silicona. En un CCD, la región de silicona se divide eléctricamente en pequeños elementos individuales o pixeles con alrededor de cuatrocientos elementos por cm en cada dirección, como una hoja de gráficos dividida con mucha precisión. A los electrones libres se les impide moverse indiscriminadamente mediante channel stops permanentes (las líneas verticales en la figura). Cada pixel puede ser considerado como un balde o pozo que recolecta electrones. Como lo muestra la animación, primero el CCD se expone a la luz desde un telescopio o lente de cámara. Con el tiempo, esto produce una imagen hecha con electrones en el CCD. Para realizar la lectura de una imagen que fue capturada por el CCD es necesario sacar la información de los pixeles. Primero, las columnas de los pixeles se mueven todas hacia abajo una fila. La fila inferior de pixeles se pasa a un registro de lectura. Cada pixel en el registro de lectura se pasa a un amplificador y se registra el número de electrones de cada pixel. Esto produce una serie de 1 y 0 que representan la imagen. Esto se repite una y otra vez hasta que se hayan leído todos los pixeles. Luego se procesa digitalmente el raudal de 1 y 0 para reproducir la imagen que luego se proyecta. En la Misión Keppler los 1 y 0 se registran a bordo de la nave y se envían a tierra, donde se procesan los datos para buscar cambios en el brillo de cada estrella que pudiera estar causado por el tránsito de un planeta. Controlador El CCD necesita de hardware para control y para adquisición de datos y de software para funcionar. La lectura se realiza aplicando una secuencia de señales de reloj al CCD. En el mismo chip del CCD hay amplificadores que convierten la lectura de la carga de cada pixel en voltaje. Luego se le suministra la secuencia de voltajes al controlador del CCD. El controlador del CCD fue fabricado por el grupo CCD del Dr. Robert Leach de la State University de San Diego. El controlador del CCD está programado para generar las señales de reloj para la lectura del CCD. Toma las lecturas de voltajes analógicos y las digitaliza. Luego estas se transfieren a una computadora Sparc 5, en donde los datos se acumulan y se escriben en un disco. El software utilizado para realizar estas operaciones es el software del Sistema de Instrumento del Observatorio Lowell (Taylor, y otros, 2000). El CCD se divide en el medio (a lo largo del lado más largo) y el controlador tiene dos canales para controlar y procesar cada mitad del CCD en forma independiente, duplicando de esa manera la velocidad total de lectura. Funcionamiento del CCD A fin de mejorar la velocidad de lectura y de mitigar la saturación de pixeles, la Misión Kepler utiliza pixeles relativamente grandes, en el orden de los 25 micrones cuadrados. Para lograr esto con un CCD 42-80 que tiene pixeles de 13,5 micrones, el CCD fue binned 2x2 en el chip, es decir, cuando se cronometró el CCD, se sumó la carga de cada grupo bin de 2x2. Debido a que solo una mitad del CCD estaba iluminada por el campo de estrellas, solo se leía una mitad del CCD por vez, lo que proporcionaba aproximadamente una imagen cuadrada. El binning y la utilización de solo una mitad del CCD y el uso de dos canales de lectura tuvo como consecuencia que cada canal manejara medio millón de pixeles por 0,5 segundos de lectura. La velocidad del reloj es de 1 mega pixel por segundo, por lo tanto, una imagen toma tan solo medio segundo de lectura. Para prevenir la saturación de estrellas con un brillo igual a mv =9, se debe leer el CCD cada 3 segundos. Sin embargo, para lograr el ruido de granalla necesario para detectar un tránsito del tamaño de la Tierra la señal debe integrarse por 6,5 horas. Esto se lleva a cabo en dos pasos; los 3 segundos de lectura del CCD se integran en un determinado período de tiempo. (En el laboratorio esto es optativo. Nosotros hemos elegido valores de 3 o 15 minutos. En la Misión Keppler es de 15 minutos). En el software de procesamiento de tierra estas integraciones se añaden para períodos más prolongados para que exista similitud con la duración del tránsito que se busca (2 a 16 horas). Para simular los efectos de los golpes de rayos cósmicos en el CCD sobre el ruido total del sistema, se agregó este factor de ruido adicional a los datos en el software. Los rayos cósmicos fueron agregados de forma opcional en los datos de lectura de 3 segundos y luego se utilizó un algoritmo despiker independiente de rayos cósmicos para identificarlos y removerlos antes de agregar los datos de cada integración de 3 segundos. Enfriador del CCD A fin de reducir la corriente oscura en el CCD, se lo enfrió a -40 ºC. En pruebas de laboratorio anteriores utilizamos nitrógeno líquido. A pesar de ser un método bastante simple, posee la desventaja de producir una carga mecánica variable en la estructura y de esa forma ocasiona pequeñas deflexiones estructurales. Para el banco de pruebas utilizamos un sistema de enfriamiento de ciclo cerrado Cryotiger. Sujetando la corea fría del dedo frío del Cryotiger a un aislador rígido antes de conectarlo al CCD evitamos que cualquier vibración mecánica del refrigerador haga que vibre el CCD. La temperatura del CCD estaba controlada por un calentador controlado en forma proporcional adherido al CCD. El CCD puede operar a una temperatura inferior a los -60 ºC durante varias semanas. Se debe retirar el dewar aproximadamente una vez por mes para mantener estas bajas temperaturas.
    Estructura (importante para la estabilidad fotométrica)
    Estructura mecánica Un gráfico CAD del banco de pruebas sin las paredes exteriores. La labsphere (esfera roja) y la placa de estrellas (disco verde) se muestran en la parte inferior. El CCD se encuentra dentro del dewar (cilindro púrpura) en la parte superior.
    La estructura mecánica del banco de pruebas debía cumplir con varios requerimientos importantes. A continuación se encuentra la lista y el correspondiente debate de los mismos.
  • Estabilidad mecánica entre la 'fuente' y la 'cámara': Para proporcionar la estabilidad mecánica, la estructura de medición se hizo de Super-Invar, un material que posee un coeficiente extremadamente bajo de expansión térmica. Asimismo, la estructura en su totalidad estaba rodeada por una cobertura térmica de aluminio de 6 mm de espesor para mantener una temperatura estable (ver Control Térmico a continuación). Toda la estructura estaba sostenida por aisladores de vibración neumáticos.
  • Movimiento de la nave simulado: Toda nave sostenida por inercia experimenta algún movimiento residual en algún nivel, denominado fluctuación. Para la fotometría esto puede tener un efecto adverso si no se lo trata cuidadosamente. Debido a que la luz de cada estrella se mide con un conjunto fijo de pixeles, la cantidad de luz que cae sobre los pixeles varía con el movimiento de la imagen de la estrella ocasionado por el movimiento de la nave. Para simular este efecto en el banco de pruebas, se incorporaron transductores piezoeléctricos en la montura de la Cámara para la estructura de soporte. Los transductores piezoeléctricos son dirigidos electrónicamente para reproducir la fluctuación aleatoria de la nave o también pueden ser dirigidos conforme a un patrón fijo para estudiar los efectos fotométricos del movimiento. Este último (conocido como vibrado contra la fricción estática) puede ser utilizado para probar los métodos de corrección del movimiento durante el procesamiento del análisis de datos. Los transductores piezoeléctricos tienen un rango completo de movimiento de medio pixel en cada dirección.
  • Capacidad de enfoque: El banco de pruebas tiene la capacidad de ajustar el foco. El ajuste es diferente a muchos sistemas ópticos, tal como los lentes de una cámara, en donde los elementos ópticos se mueven mediante una clase de mecanismo cam-type. Esto presentaría un problema, ya que los mecanismos no mantienen a los elementos ópticos lo suficientemente rígidos para nuestros objetivos y por lo tanto el enfoque tendería a moverse. El enfoque en el banco de pruebas se cambia utilizando calibres de espesor disponibles en el comercio que se utilizan como calces y cuyo espesor varía en 25 micrones (0,001 pulgada o 1 mm). Los componentes ajustables luego se engrampan para mantener el foco rígido.
  • Rotación de la imagen/ capacidad de traslación: Durante las operaciones del vuelo la nave/fotómetro debe girarse 90º para compensar el movimiento anual aparente del Sol alrededor de la nave. Esto ocasiona una rotación del campo de estrellas en el plano focal. El esquema del CCD fue diseñado para tener una rotación simétrica de 90º a fin de que puedan monitorearse siempre el mismo conjunto de estrellas. Sin embargo, esto causa que los brillos estelares se lean desde distintos grupos de pixeles. Para demostrar que las mediciones fotométricas no dependen del uso de un grupo específico de pixeles, el banco de pruebas se construyó en forma tal que permite tanto la traslación del CCD (moviendo el dewar hacia otro grupo de agujeros montados) en relación con la imagen del campo de estrellas y la rotación del campo de estrellas (girando la placa de estrellas). Se utiliza la rotación leve (hasta 7º) para demostrar que la fotometría no se ve afectada por la existencia o no de estrellas múltiples en las mismas columnas de lectura del CCD.
  • Control de luz y ambiente libre de polvo: Para evita que luz dispersa afecte las mediciones, la cobertura exterior (aluminio de 6mm de espesor) es opaca a la luz de la habitación. Asimismo, hay un tabique de control de luz entre la Fuente y la Cámara tanto para bloquear toda luz ocasional del exterior como para evitar que la luz de la placa de estrellas se disemine por la óptica de la imagen. El tabique también tiene una ventana (con cobertura anti reflejo) para evitar que se asiente polvo en los agujeros de las estrellas de la placa y ocasione variabilidades no deseadas en una estrella individual. En un caso durante el ensamblaje de los alambres del tránsito, se depositó polvo en uno de los agujeros de las estrellas. Resulta apenas visible con el microscopio, pero es lo suficientemente grande como para causar importantes variaciones en el brillo de esa estrella. Por lo tanto, esa estrella fue eliminada de todos los resultados de las pruebas.
  • Escudo contra la frecuencia de radio: La estructura de armadura está sujeta al suelo del instrumento de la habitación mediante una pesada tira de cobre. El dewar de la cámara está sujeto al suelo por medio de líneas Cryotiger y aislado de la armadura para evitar caminos cerrados a tierra. La estructura y la cámara están rodeadas por una cobertura térmica (aluminio de 6mm) que está eléctricamente aislado excepto por una tira de cobre que sujeta el instrumento en el suelo.
    • Control térmico (muy importante para la estabilidad fotométrica) A fin de lograr la estabilidad mecánica necesaria y mitigar el movimiento no deseado del campo de estrellas a través del CCD, se rodeó completamente el banco de pruebas con un cerco térmico activamente controlado. El cerco está cubierto completamente de un aislamiento de goma esponjosa de 10cm. Asimismo, el CCD, el dewar del fotómetro y el controlador de la electrónica del CCD poseen controladores de temperatura proporcional por separado con un control mucho más estricto que el del cerco en su totalidad.
  • Control térmico del CCD y el dewar: La temperatura del CCD está monitoreada por medio de un termómetro de resistencia de platino que es leído por un dispositivo de control proporcional que maneja un calentador que se encuentra en contacto térmico cercano con el CCD. Las variaciones de temperatura se limitan a ±0,06ºC. Un sistema similar controla la temperatura de la base del dewar (que cubre el fotómetro) en ±0,06ºC.
  • Control térmico de la electrónica del CCD: La caja de aluminio que contiene la electrónica que maneja el CCD tiene adjuntas seis unidades termoeléctricas. Cuatro operan continuamente como enfriadores. Otras dos funcionan con un sistema de control proporcional similar al utilizado en el CCD excepto que sólo se utilizan para enfriar. La temperatura de la caja se mantiene controlada alrededor de los 0,2ºC.
  • Control térmico de la fuente: Tiras de calor de la labsphere de 15 cm se conectan a un par separado de unidades termoeléctricas para quitar el calor de la lámpara. La labsphere de 15cm se encuentra térmicamente aislada de la labsphere de 50cm.
  • Control térmico del cerco: Trece unidades termoeléctricas sujetas en áreas similares del cerco funcionan en modo encendido/apagado bajo el control del software del labview. Ellas reciben ingresos de temperatura de los detectores de temperatura de la resistencia que se encuentra sujeta térmicamente a las placas del cerco. Cada detector de temperatura de la resistencia se encuentra separada de las unidades termoeléctricas cuyas funciones de enfriamiento y calentamiento deben ser controladas. La temperatura de las placas de aluminio se mantiene en ±0,5ºC.
    • http://www.kepler.arc.nasa.gov/Tech_lab.html
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