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TÉCNICAS EXPERIMENTALES EN ASTROFÍSICA I
CCDs
DETECTORES
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Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Detectores (2/2)
CCD: Introducción
• Charged-Coupled Devices (CCD):
– Tecnología MOS (Metal Oxide Semiconductor)
– Mosaico de detectores (uno por pixel)
– Detector panorámico
área de imagen
Recubrimiento metálico,cerámico o plástico
Conectores
–Historia:
•Concebidos como almacenamiento de
memoria (1970)
•Primera imagen astronómica en 1974
•Primer criostato enfriado con
Nitrógeno líquido en 1979.
•Tamaño 512x320 Æ 20482 píxeles.
•A partir de los 1980 su uso se
extendió hasta arrinconar a los
detectores hasta entonces en uso
salvo para observaciones especiales.
Cables de
conexión
Chip de silicio
registro serie
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amplificador
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CCD esquema de un píxel
Aplicando una ∆V positiva (~10V) se crea un pozo de potencial bajo
el electrodo de manera que los electrones generados en su vecindad
quedarían atrapados en él.
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CCD: funcionamiento
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CCD: generación y almacenamiento de carga
Proceso de detección:
•
•
Los semiconductores absorben una gran
cantidad de fotones incidentes, al
contrario que los metales que los
reflejan.
La llegada de fotones de suficiente
energía produce pares electrón-hueco
ya que son capaces de comunicar esta
energía a un electrón en la banda de
valencia para que salte a la banda de
conducción.
10 µm
500 µm
Almacenamiento:
•
•
•
los electrones son almacenados en pozos de potencial bajo cada pixel
en la posición más cercana a su punto de impacto.
La carga acumulada en cada pixel (señal) es directamente proporcional
al número de fotones que impactaron durante la exposición.
La imagen electrónica se corresponde con la imagen óptica y sólo queda
leer la carga acumulada de forma que podamos construir la imagen.
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CCD: lectura
•
•
La carga acumulada bajo cada pixel se lee
con un sistema de transferencia de carga
de manera ordenada al final de la exposición.
La electrónica de lectura dispone de amplificador
y conversor analógico digital para proporcionar
finalmente la imagen digital.
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CCDs
VENTAJAS
• GRAN EFICIENCIA: Q.E. ~ 85%
• RANGO DINÁMICO GRANDE ~ 104
• pero a veces no suficiente (saturación)
• LINEAL
• REPETIBILIDAD
• ESTABILIDAD GEOMÉTRICA
• FORMATO DIGITAL
INCONVENIENTES
• TAMAÑO REDUCIDO (mosaicos)
• SENSIBILIDAD VARIABLE
• con temperatura (criostato)
• con la posición en el chip (calibración)
• RUIDO ELECTRÓNICO
• electrones térmicos (criostato)
• DEFECTOS COSMÉTICOS
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CCD: variación espacial de la sensibilidad
Imagen original (raw image) antes
de procesar, mostrando multitud de
defectos cosméticos y variación
espacial de sensibilidad.
La imagen de la izquierda una
vez procesada con ayuda de las
imágenes de calibración.
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CCD: variación espacial de la sensibilidad
Imagen de Flat Field obtenida
apuntando a un campo de
iluminación uniforme
Imagen científica tomada con
el mismo CCD y afectada de
variación espacial de la sensibilidad
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CCD: tamaño y mosaicos
• Los primeros CCDs medían 320 x 512 píxeles de 20 µm.
• Actualmente hasta 4k x 4k píxeles.
• Si se desea cubrir más superficie detectora en el plano focal del telescopio
(mayor campo sobre el cielo) se emplean mosaicos uniendo varios chips.
Cómo calcular el campo de visión sobre un CCD
Supongamos un telescopio de focal f y un CCD de
A x B píxeles de tamaño ∆x.
1. Determínese la escala de placa del telescopio:
P= 206265 /f(mm) [arcsec/mm]
2. Determínese el campo cubierto por un píxel:
p= P x ∆x [arcsec/píxel]
3. Campo total abarcado: A p x B p
Ejemplo: f=5000mm, CCD 1024x2048 píxeles de 20 µm:
P = 206265 /5000 = 41.25 arcsec/mm
p = 41.25 x 0.020 = 0.825 arcsec/pixel
1024 x 0.825 = 844.86 arcsec ≈14 arcmin
Campo ~14 x 28 arcmin
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Mosaico de CCDs:
Dos chips EEV42-80
2048 x 4100 píxeles. (32MB)
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Mosaico de CCDs: INT Wide Field Camera
4 chips EEV (2048x4100)
y otro LORAL (2048x2048) para guiado
Píxeles de
13.5 x 13.5 µm
Escala de placa
0.33”/píxel
Campo
34’ x 34’
http://www.ing.iac.es/Engineering/detectors/ultra_wfc.htm
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Mosaico de CCDs: CFH12K, 12 chips unidos:
112,288 x 8,192 2,288 píxeles. (>200MB/imagen)
Se muestra una imagen sin procesar y
el campo obtenido po uno de los chips.
http://www.cfht.hawaii.edu/Instruments/Imaging/CFH12K/
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CCD: variación de la sensibilidad con la T
QE para los chips del mosaico
INT WFC a T= -120oC
La sensibilidad crece con la temperatura a la que se encuentra el chip.
Por eso hay que mantener el chip a una temperatura estacionaria.
Se refrigeran para evitar corriente de oscuridad que crece de manera
apreciable con la temperatura. Esta función la realizan los criostatos.
Corriente de oscuridad
en electrones/pixel /hora
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CCDs: criostatos
termostato
En esta sección transversal
esquemática de un criostato se
observa que consiste en un
contenedor de nitrógeno líquido
aislado del exterior (Dewar) que
mantiene una temperatura
constante de 77K mientras se va
evaporando.
El chip CCD se mantiene
refrigerado gracias a que un
acople conductor térmico (Cu)
une el dewar y el chip.
El termostato con un pequeño
calefactor que mantiene la
temperatura al valor cte.
elegido ~150K (-120oC).
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CCDs: criostatos
Cámaras CCD colocadas
en el foco cassegrain.
Rellenando el criostato.
Otra forma (menos profesional)
de enfriar un chip es usar un
termopar de efecto peltier.
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CCD
Rellenando los criostatos de varias cámaras
CCD en el foco cassegrain del WHT.
Se observan los depósitos de Nitrógeno líquido y
las sondas para introducirlo.
CCD SBIG ST9E utilizada en las
prácticas en Astrofísica de la UCM.
Imagen de Dark (900s)
de un chip EEV42-80
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CCDs: rango dinámico y saturación
En esta imagen CCD de la nebulosa de
Orión (M42) el tiempo de exposición
ha sido largo para conseguir que se
detecte la nebulosidad.
Como resultado las estrellas más
brillantes del campo han saturado el
CCD produciendo ese efecto tan
característico.
Los pozos de potencial bajo cada píxel
tienen una capacidad máxima; si se
excede los electrones fluyen a los
píxeles contiguos de la misma columna.
Este problema se soluciona obteniendo y combinando en el
procesado posterior, varias imágenes de menor tiempo de
exposición.
No debe confundirse con el efecto óptico de
difracción en la araña del secundario.
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CCDs: defectos cosméticos (1)
Columnas oscuras:
Se producen por defectos en la
construcción de los chips CCD que
producen trampas en alguna
posición.
Al leer el chip la transferencia de
carga es correcta hasta que se
alcanza una de estas trampas que
la bloquea.
Se pierde toda la información en la
parte de la columna hasta ese
defecto. Se soluciona durante el
procesado interpolando entre
columnas vecinas.
Dirección de la transferencia de
carga en la lectura del chip.
Imagen de Flat Field de un chip EEV42-80
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CCDs: defectos cosméticos (2)
Píxeles calientes:
La corriente de oscuridad en ellos es más elevada
de lo normal y su señal final es proporcional al
tiempo de exposición y no a la cantidad de fotones
detectados.
(se ven además muchas impactos rayos cósmicos)
Columnas brillantes:
Un píxel caliente puede dar lugar a un trozo o una
columna completa de píxeles brillantes al estar
continuamente introduciendo electrones térmicos.
Imagen de Dark (900s)
de un chip EEV42-80
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CCDs: rayos cósmicos
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Los rayos cósmicos e incluso trazas radioactivas en el material
de la cámara producen ionización del silicio. Los electrones
producidos son indistinguibles de los fotoelectrones. Se
observan unos 2 rayos cósmicos/ cm2 / minuto. Cada suceso
ocupa varios píxeles adyacentes y supone varios miles de
electrones. Se soluciona combinando varias imágenes sucesivas
ya que la llegada de rayos cósmicos es un proceso aleatorio.
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Comparación entre detectores
Imagen de Dark (900s)
de un chip EEV42-80
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Comparación entre detectores
Fotográfico
TV
CCD
QE
~ 2%
~ 20%
~ 80%
Rango espectral
300-1100 nm
120-1100 nm
350-1100 nm
Rango dinámico
20-25 dB (#)
Alta
35 dB
Tamaño del píxel
10-50 µm
~ 1 mm
10-30 µm
Tamaño detector
~ 50 cm
~ cm
~ 3 cm
Linealidad
Baja
Excelente (*)
Alta
Repetibilidad
Baja
Buena
Excelente
~ 2-5 %
Baja 1-100%
Uniformidad espacial
~ 1 %
de la sensibilidad
#
1 dB =0.1 dex
n dex = 10n
Imagen de Dark (900s)
1 dB = 10 0.1
de un chip EEV42-80
* para bajo ritmo de cuentas
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