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Introducción al uso de la
Cámara CCD en Astronomía
Qué es una cámara CCD
Dr. Jaime García
Instituto Copérnico
• CCD es un chip de silicio sensible a la luz
que está eléctricamente dividido en un gran
número de partes independientes llamadas
pixels (picture element: elemento de
imagen).
• Hoy existen CCDs de diversas
configuraciones desde los 140 x 200
elementos hasta 4096 x4096.
Existen diversos tipos de chips
Salida de un CCD
• Aquí
vemos
diversos
tipos de
chips CCD
• Sus
tamaños
van de 0,5
a 10 cm
Eficiencia cuántica
• Una CCD detecta fotones individuales, pero
ni siquiera la mejor puede detectar todos los
que inciden en ella.
• Al porcentaje de fotones que es capaz de
detectar, en relación con todos los que
inciden sobre ella, se lo llama eficiencia
cuántica ó QE.
• La salida de un chip CCD es una matriz de
números (uno por cada pixel) y la llamamos
imagen digital.
• Esos números guardan una proporcionalidad
directa con la cantidad de fotones que han
incidido sobre el elemento que los recibió.
Existen chips gruesos y delgados
• Los gruesos son
iluminados por
delante y tienen
menor eficiencia
cuántica
• Los delgados son
iluminados por
atrás y tienen
gran QE.
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Eficiencia cuántica en función
de la longitud de onda
• El gráfico muestra
la eficiencia
cuántica en
función de la
longitud de onda
para diversas
CCD. Los chips
delgados presentan
mejor eficiencia en
la zona azul del
espectro
• Dado que los chips más modernos poseen gran
cantidad de pixels, para ganar eficiencia cuántica
se los agrupa en conjuntos de 2x2 ó 3x3 y se los
trata como si el conjunto fuese un único pixel. De
este modo se incrementa el área efectiva de cada
bin.
• Por ejemplo: una ST-8E de 1530x1020 pixels al
ser bineados a 2x2 se la ve como un chip de
765x510; al serlo a 3x3, como de 510x340.
Cuentas
Dos cosas es necesario extraer para que las
cuentas reflejen la cantidad de fotones
detectados por cada pixel.
• Los bias (ruido intrínseco del chip)
• La corriente de oscuridad
Fotones =
Binning o agrupamiento
Número de electrones Ganancia × Lectura
=
Eficiencia Cuántica
Eficiencia Cuántica
Cuentas y fotometría
Cuando realizamos fotometría, en lugar de
interesarnos conocer el número de fotones,
lo que hacemos es comparar la lectura (DN)
de la estrella que queremos medir con la
lectura de una estrella estándar fotométrica
cuyo flujo es conocido.
Tiempo de integración
Ruido de lectura
Como el chip CCD es un dispositivo de integración
(al contrario del ojo), será necesario controlar el
tiempo de integración o de exposición. Sobre
cada pixel se acumulan más fotones en función del
tiempo.
• El tiempo lo controla un obturador (shutter) frente
al chip o la variación de voltaje del chip
• Se debe cuidar el tiempo de integración para no
obtener resultados no deseados.
Una vez finalizada la integración, el chip debe
realizar la descarga de la información acumulada
en un proceso que se llama lectura (read out). La
corriente es muy baja por lo cual hay que
amplificarla en el chip.
• Toda lectura, como proceso de transmisión
electrónica, conlleva un ruido.
• El ruido típico es de 5 a 20 electrones por pixel.
• El ruido es igual para exposiciones de 0,1 seg o de
3 horas.
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Bias Frame
• El bias es el ruido intrínseco del chip. Se
hace evidente cuando se realiza una lectura
con tiempo de integración cero o sin
integrar, con el chip iluminado.
• Teóricamente debería ser nulo, pero está
presente en todos los chips.
• El bias varía con la temperatura.
• Es necesario tomar bias frames para
después substraer el bias de la imagen.
No uniformidad del chip
• Todos los chips no son uniformes, sino que
presentan diferencias de pixel a pixel. Esto quiere
decir que si iluminamos uniformemente el chip no
vamos a tener una imagen completamente
uniforme.Otros problemas que generan falta de
uniformidad son los debidos a la óptica del
telescopio (vignetting).
• Para eliminar este problema es necesario tomar
flat frames y dividir la imagen por el flat.
Frame de datos (objeto)
• Para tomar una imagen de un objeto
astronómico apuntamos el telescopio al lugar
correcto y luego abrimos el obturador para que
la luz incida en el chip.
• Utilizamos un tiempo de integración que estará
determinado por diversos factores.
• Nuestro objetivo básico será obtener imágenes
con el mejor tiempo de exposición en el tiempo
disponible del telescopio y con la mejor
relación señal/ruido posible.
Dark Frame
Hay otro ruido que tiene que ver con la electrónica del
chip y se denomina corriente de oscuridad (dark
current).
• Se la detecta tomando un frame con el obturador
cerrado (si la cámara tiene obturador) o con el
telescopio tapado para que no le entre ninguna luz.
• Varía con el tiempo de exposición y con la
temperatura
• Esto es necesario tomar dark frames para substraer
la corriente de oscuridad y hacerlo frecuentemente
Flat Frame
Los flat frames se toman de dos maneras:
• Durante el crepúsculo, cuando el sol se ha
puesto y aún no hay estrellas, tratando de
apuntar a una zona del cielo que esté
uniformemente iluminada.
• Iluminando uniformemente una pantalla
dentro de la cúpula. La pantalla dede estar
al doble de la distancia focal del sistema
óptico.
Relación señal/ruido
Dado que la señal está compuesta por fotones,
existe un ruido asociado a la cuenta estadística
de fotones (ruido de la raíz de N, con N el
número de fotones detectados). Ese ruido es
inevitable pero crece con la raíz cuadrada
mientras que el número de fotones crece
linealmente con el tiempo.
Aumentando el tiempo de exposición podemos
mejorar la relación señal/ruido.
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Primero
Pasos a seguir para
obtener una buena
imagen con una cámara
de nivel profesional
• Realice una serie de imágenes de
bias frames
• En el software de procesamiento
obtenga la mediana de todos ellos en
un único bias frame de bajo ruido.
Segundo
Tercero
• Realice una serie de imágenes de dark
frames sin luz (obturando o cubriendo
el telescopio).
• El tiempo de exposición/integración
debe ser igual al del frame del objeto
• Si el ruido de la corriente de oscuridad
no es despreciable combine los darks
en un único dark frame de bajo ruido
(después de substraer el bias frame).
• Realice una serie de imágenes de flat frames, uno
en cada filtro, apuntado el telescopio al cielo del
crepúsculo o a una pantalla uniformemente
iluminada, en el interior de la cúpula.
• Los bias (y los darks, si el ruido de la corriente de
oscuridad no es despreciable durante el tiempo de
exposición del flat) deben ser substraidos del flat.
• El nivel de la señal en el flat es arbitrario, ya que se
necesita únicamente la información de las
diferencias de señal a través del chip. Esto se logra
normalizando a aquel cuya señal promedio, en cada
pixel, es 1,00 (se logra dividiendo por el promedio).
Cuarto
Obtenga el frame del objeto y
• Substraiga el bias frame de bajo ruido
• Substraiga el dark frame de bajo
ruido
• Divida esta imagen por el flat frame
normalizado
Pasos a seguir para
obtener una buena
imagen con una cámara
de nivel aficionado
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Diferencias de tecnología
• Las cámaras profesionales poseen chips más caros
y sofisticados.
• La refrigeración de la profesionales se realiza por
la circulación de nitrógeno líquido que lleva a la
temperatura a –100°C.
• La refrigeración de las CCD amateurs se realiza
por sistemas termoeléctricos (efecto Peltier) que
reducen la temperatura ambiente entre 20 y 40°C.
• A temperaturas entre 0 y –40°C, el ruido de la
corriente de oscuridad no es despreciable y en
algunos chips es crítico.
Diferencias de procedimientos
• Dado que los darks son, en realidad, dark
+ bias, es conveniente realizar una
imagen de darks+bias frame (con el
mismo tiempo de exposición del frame del
objeto) antes y después de la toma de la
imagen del objeto.
• Así, se los promedia y se los substrae del
frame del objeto. Este procedimiento
lleva mucho tiempo de telescopio.
Procedimiento alternativo
• Obtener una biblioteca de dark
frames a diferentes temperaturas y
con diferentes tiempos de exposición.
Resumiendo
Símbolicamente,
• usando una CCD profesional
frame reducido =
( frame bruto objeto ) − (biasframes de bajo ruido ) − (darkframe de bajo ruido )
( flatframe normalizad o )
• usando una CCD amateur
frame reducido =
( frame bruto objeto) −  (
 dark + bias antes) + (dark + bias después)

2

( flatframe normalizado)
Bibliografía
• Michael Richmond, TASS Technotes,
http://a188-l009.rit.edu/tass/technotes
• W. Romanishin An Introduction to
Astronomical Photometry Using CCDs
University of Oklahoma, 2000
• Arne Henden, Private communication.
• Christian Buil, CCD Astronomy, Willman-Bell,
Richmond, 1999
• Miguel Regalado Querol, Fotometría
fotoeléctrica y CCD, Astronomía Digital 5, 1999.
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