CCDs DETECTORES TÉCNICAS EXPERIMENTALES EN ASTROFÍSICA. CCD: Introducción. Charged-Coupled Devices (CCD): Historia:

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Jesús Aguilera Maidana
hace 8 años
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1 TÉCNICAS EXPERIMENTALES EN ASTROFÍSICA CCDs DETECTORES 1 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 Historia: Concebidos como almacenamiento de memoria (1970) Primera imagen astronómica en 1974 Primer criostato enfriado con Nitrógeno líquido en Tamaño 512x píxeles. A partir de los 1980 su uso se extendió hasta arrinconar a los detectores hasta entonces en uso salvo para observaciones especiales. Conectores Cables de conexión Chip de silicio registro serie amplificador 2

Primera imagen astronómica en 1974 Primer criostato enfriado con Nitrógeno líquido en 1979. Tamaño 512x320 2048 2 píxeles.

2 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. 3 CCD: funcionamiento 4

3 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. 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. 5 6

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.

4 7 CCDs VENTAJAS GRAN EFICIENCIA: Q.E. ~ 85% RANGO DINÁMICO GRANDE ~ 10 4 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 8

5 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. 9 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 10

La imagen de la izquierda una vez procesada con ayuda de las imágenes de calibración.

6 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= /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 = /5000 = arcsec/mm p = x = arcsec/pixel 1024 x = arcsec 14 arcmin Campo ~14 x 28 arcmin 11 Mosaico de CCDs: Dos chips EEV x 4100 píxeles. (32MB) 12

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.

7 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 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. 14

htm 13 Mosaico de CCDs: CFH12K, 12 chips unidos: 112,288 x 8,192 2,288 píxeles.

8 CCD: variación de la sensibilidad con la T QE para los chips del mosaico INT WFC a T= -120 o C 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 15 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 (-120 o C). 16

Esta función la realizan los criostatos.

9 Cámaras CCD colocadas en el foco cassegrain. CCDs: criostatos Rellenando el criostato. Otra forma (menos profesional) de enfriar un chip es usar un termopar de efecto peltier. 17 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 EEV

17 CCD Rellenando los criostatos de varias cámaras CCD en el foco cassegrain del WHT.

10 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. 19 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 EEV

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.

11 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 EEV CCDs: rayos cósmicos 1 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/ cm 2 / 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

(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

12 Comparación entre detectores Imagen de Dark (900s) de un chip EEV Comparación entre detectores Fotográfico TV CCD QE ~ 2% ~ 20% ~ 80% Rango espectral nm nm nm Rango dinámico db (#) Alta 35 db Tamaño del píxel µm ~ 1 mm µm Tamaño detector ~ 50 cm ~ cm ~ 3 cm Linealidad Baja Excelente (*) Alta Repetibilidad Baja Buena Excelente Uniformidad espacial de la sensibilidad ~ 1 % ~ 2-5 % Baja 1-100% # 1 db =0.1 dex n dex = 10 n 1 db = Imagen de Dark (900s) de un chip EEV42-80 * para bajo ritmo de cuentas 24

Tamaño detector ~ 50 cm ~ cm ~ 3 cm Linealidad Baja Excelente (*) Alta Repetibilidad Baja Buena Excelente Uniformidad espacial de la

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