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文档简介
1、第一章第一章 天文望远镜(续)天文望远镜(续) 14人眼与照相底片 15电荷耦合器件(CCD) 1. CCD的基本原理 2. CCD的工作性能 3. CCD的优缺点 天文光学系统: u 望远镜 u 辐射分析仪 u 辐射探测器 眼睛、照相底片、光电倍增管、CCD, u 计算机 o 常用辐射探测器: n 人眼 n 照相底片 n 光电倍增管 n 光电导器件 n 电荷耦极器件CCD 14 人眼与照相底片 1、人眼 光栏 透镜 探测器 两种细胞圆锥细胞和圆柱细胞 圆锥细胞对光的颜色敏感,对强度不敏感 圆柱细胞对光的强度敏感,对颜色不敏感 o瞳孔: n直径 28毫米之间,夜间8 毫米, n响应的波长范围为
2、45006500, n视觉最大灵敏度5500 ,黄昏5100 n极限探测率为510-17 W(10个光子/秒) n极限分辨率为1 n时间分辨率为0.1 sec o人眼对照度变化的响应呈对数古代用星等量度恒星亮度 o在无月的夜晚,人眼可以看到6等星 2、照相底片 o 19世纪照相术应用在天文观测,极大地推动了天 体物理学的发展 现代天文观测很少再使用 o 原理:某些物质在光辐照下发生化学变化的性质 n卤族元素和银的化合物,即卤化银(溴化银) n在玻璃或赛璐珞基片上涂敷一层明胶,卤化银晶粒悬浮 在明胶上 n在光的辐照下,卤化银吸收光子分离出银来,形成潜像 中心,经过显影和定影后还原出物体的像 o
3、照相底片的优点: n 视场大 n 信息量大 n 累积微弱辐射,可拍摄到很暗的天体 n 长期保存 n 几何稳定性好、不变形 在大视场巡天工作、宽波段光谱观测 o 照相底片的缺点: n量子效率低(12,经过超敏化达到10) n阈值高4量子/颗粒; n非线性(照相密度不与入射辐射量成正比; n动态范围小(1100); n灰雾、扩散圆、反光晕和边缘效应:像的边缘模糊、扩大、变形 n每张底片特性不同,每张底片定标 n定量定标困难 n空间分辨率受到晶体颗粒的限制 o 天文细颗粒照相底片:100200线对/每毫米 1、天文CCD的基本结构和原理 P型衬底上生长一层绝缘层 (SiO2),其上光刻一系列间隔 很
4、小的金属电极,构成金属氧 化层P型半导体电容(MOS电容) 一维或二维阵列 作用: 产生、储存、转移光电子 u 基本结构 15 电荷耦合器件(CCD) u 工作原理 (1)产生、储存光电子 l 载流子空穴 l 电极上加小电压(小于开启电压),产生耗尽层 l 光照,产生电子-空穴对 加开启电压,电子流向电极,空穴被排斥,形成反转层 l 曝光后耗尽层内形成天体的电子潜像,电子数量正比于光强 (2) 转移、读出光电子 三相结构一个像素对应三个电极 移位寄存器 施加三相脉冲电压,光生电子逐次移位 耦合电极 光敏列阵电荷耦合系统 u 实际结构: 探测系统光敏列阵 电荷转移系统 背照光 前照光 2、CCD
5、的工作参数 o量子效率QE o灵敏度S o分光响应曲线 o线性度和动态范围 o分辨本领R o偏置电压 o暗流与存储时间 o平场 o电荷转移率 o噪声 CCD特有 o定义为光生电子数与入射光子数之比: 其中IL是光生电流强度,q为电子电荷, P为入射辐射功率, Lv为单个入射光子的能量。 入射光子数 光生电子数 v L LP qI QE / / CCD QE4060,最高可达90 (1)量子效率QE 一个入射光子能产生的电子数目 o定义为光生电流与入射辐射功率之比, ( mA/W ) 入射光功率 光生电流 P I S L (2) 灵敏度S oCCD响应的波段 通常硅CCD的响应范围为300011
6、000 ,最大响应在7000附近 上海天文台156 望远镜CCD的响应曲线各种探测器件的量子效率 (3)分光响应曲线 p动态范围: n线性范围内最大可测量信号与 最小可测信号之比 o响应线性度很高,动态范围很大 n104105 (4) 线性度和动态范围 oCCD空间分辨率:每个像素对应的角度 o通常二维CCD两个方向上的分辨率是不等的,要具体测定 n上海天文台156望远镜20482048 n CCD 的像素大小为24微米,每个像素对应约0.3” (5)分辨本领R o偏置电压:指外加的启动栅偏压 o本底: 施加启动栅偏压后,已有少量电子流入 附近处于高压的深位阱中,由于像素性 能的不均匀,各个位
7、阱中的电子数目也 不同,这相当于一幅栅偏压引起的电子 潜像,附加在天文图象上,这就是本底 o本底测定:零秒曝光(快门关闭、积分时 间0秒),处理观测时扣除 本底大小(ADU) 像数的数目 (6)偏置电压与本底 1 ADU得到数字1 需要的电子数目 10帧本底合成的平均消除了宇宙线影响 零秒曝光,宇宙线对本底的不同影响 o暗流:无光照射下,因热运动等流向位阱的电子(与本底差别:变化) o暗流来源:热运动、CCD电不均匀性、硅晶体上个别缺陷等 o暗流影响:产生噪声,降低动态范围 观测积分时间(积分时间) 存储时间(暗流填满位阱时间) o暗流特征随温度变化:每降低57摄氏度,暗流减小一半 液氮致冷(
8、190摄氏度) o暗流测定:在观测中需要单独研究,并加以扣除 (7)暗流与存储时间 o平场:各像素量子效率的不均匀性对天文像的影响 n完全均匀的光照射CCD,得到的强度分布仍是不均匀的像,这是CCD各 个像素量子效率不一致的结果引起天文像的失真、畸变 n平场改正 o平场方法: n测定方法:用CCD观测均匀的光源或均匀的天空背景,得到的平场的二 维像,它反映像素量子效率不均匀性 n平场改正:观测天体的二维图像除以平场的二维图像 (8)平场 o 平场改正:同时作本底与暗流的改正 平场暗流本底 天光像强度暗流本底天体 天体的像强度 CCD 一帧平场:杜瓦窗口和滤光片上水迹和灰尘,其他 较大的尺度的特
9、征是QE变化造成,更细小的颗粒是 噪声 10帧平均:消除噪声,保留了QE不均匀及水迹、灰 尘的像(各帧共同的保留) 平场的二维图像 平场 平场帧(平均) 观测帧 平场改正 4x2 CCD array camera called MOSAIC at Kitt Peak National Observatory. 平场 o某个电极的电荷量为Q,如果转移到下一个电极的电荷量为Q1, 则电荷转移率为: o转移N个电极,总转移率为 o现代CCD实际转移率 QQ / 1 N 95. 0 N 2048列 (9)电荷转移率(CTE) %9999.99 o读出噪声:观测噪声的主要来源 o210个电子电荷(写成2
10、10e/px) n小于天空背景起伏噪声 (10)读出噪声 (1) CCD的优点 量子效率高 (60%90%) 空间分辨率高 动态范围大104 波长响应范围大(从X波段到1微米) 线性响应好 较好的累积响应,可连续曝光数小时 低电压,515伏,功率小,安全性能好 低噪声,致冷后暗流大为减少,一般210e/px 可设计成特殊的格式:如视频所用Rapid clocking读出速度达100MHz; 大面积巡天用的Drift scanning;消除天空背景的Nod/shuffle技术等 二维成像 11 便于计算机处理、存储 3、CCD的优缺点 (2)CCD的缺点 紫区响应较差; 需要液氮冷却; 需要平场
11、; 尺寸小,单个CCD7 cm 20视场,最大CCD芯片为40962048像素 镶嵌技术(MOSAICKING Technique,Metal-Oxide-Silicon-Active Integrated Circuit) SLOAN数字巡天,54个芯片MASAIC, CFHT 望远镜采用40个40962048芯片复盖1度视场 读出噪声不可忽略,219e/px; 饱和信号限制,亮星产生blooming 或bleeding现象,沿一列像素流出; 对宇宙线敏感; 光度的阈值大于1050e/px,低光度引进新噪声; 数据量太大,放大、存储成问题 4、例子 oHST(1992) n4 CCD 束分裂
12、器镶嵌 nLoral 800800像素、15mm芯片 n前照光,磷涂层提高紫外响应 nRON(读出噪声)5e/px nQE(6000A)35% oHST(2001) n2 CCD 物理镶嵌 nMaconi 40962048像素、15mm芯片 n薄化后照光,防反射层提高紫外响应 nRON3e/px nQE(6000A)70% o SLOAN巡天(1997) n Drift Scanning MOSAIC,54芯片 n Tektronix 20482048,24mm,56阵列 n 前照光,薄化后照光都有,防反射涂层 n RON5e/px n QE(6000A) 60% 47 Tuc星团的赫罗图 左:照相测光,Hessey 1977 右:CCD测光,Hessey 1987 5、对比 常用的天文图象处理软件 oIRAF 光学美国NOAO oMIDAS 射电、光学 欧
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