D3 Detectores astronômicos

Tópico

O detector de dispositivo de carga acoplada (CCD) é o detector dominante na astronomia óptica e infravermelha próxima: ele converte fótons incidentes em elétrons com uma eficiência que pode chegar a quase 95%, e então acumula e lê esses elétrons com altíssima precisão.

A qualidade final de qualquer medição feita por esse detector é limitada, no entanto, por diversas fontes de ruído que se combinam: o ruído estatístico da luz proveniente da fonte observada, o ruído do brilho do céu de fundo, o ruído de leitura do amplificador do detector e a corrente escura, que consiste em elétrons que o próprio detector gera termicamente mesmo quando não há luz presente. A magnitude dessa corrente escura cai drasticamente quando o detector é resfriado, razão pela qual os detectores científicos são resfriados com nitrogênio líquido ou sistemas termoelétricos.

Os modernos sensores de óxido metálico complementar (CMO) já rivalizam com o detector CCD em eficiência e também oferecem leituras consideravelmente mais rápidas.

Antes que qualquer imagem científica produzida por um desses detectores possa ser considerada confiável, ela deve ser corrigida em três etapas sucessivas: primeiro, subtraindo-se uma imagem de referência obtida sem exposição; em seguida, subtraindo-se uma imagem que captura apenas a corrente escura; e, finalmente, dividindo-se o resultado por uma imagem que captura a resposta desigual de cada pixel à iluminação uniforme. Assim, desde a conversão de fótons em elétrons, com a qual este documento se inicia, até a correção final da imagem, com a qual se conclui, incluindo as fontes de ruído que se combinam e o resfriamento que reduz a corrente escura, o detector de carga acoplada torna a obtenção de uma imagem astronômica confiável tão dependente da captura da luz correta quanto da capacidade de subtrair tudo o que essa luz não representa.

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