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Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Detectores (2/2)1

TÉCNICAS EXPERIMENTALES EN ASTROFÍSICA ITÉCNICAS EXPERIMENTALES EN ASTROFÍSICA I

DETECTORESDETECTORES

CCDsCCDs


CCD: Introducción

• Charged-Coupled Devices (CCD):– Tecnología MOS (Metal Oxide Semiconductor)– Mosaico de detectores (uno por pixel)– Detector panorámico

–Historia:•Concebidos como almacenamiento de memoria (1970)•Primera imagen astronómica en 1974•Primer criostato enfriado con Nitrógeno líquido en 1979.•Tamaño 512x320 20482 píxeles.•A partir de los 1980 su uso se extendió hasta arrinconar a los detectores hasta entonces en uso salvo para observaciones especiales.

Recubrimiento metálico,cerámico o plásticoárea de imagen

registro serie amplificador

Conectores

Cables de conexión

Chip de silicio


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 vecindadquedarían atrapados en él.


CCD: funcionamiento


CCD: generación y almacenamiento de cargaProceso 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.



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


CCD: variación espacial de la sensibilidad

Imagen original (raw image) antesde procesar, mostrando multitud dedefectos cosméticos y variación espacial de sensibilidad.

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


CCD: variación espacial de la sensibilidad

Imagen de Flat Field obtenidaapuntando a un campo de iluminación uniforme

Imagen científica tomada con el mismo CCD y afectada de variación espacial de la sensibilidad


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 CCDSupongamos 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/mmp = 41.25 x 0.020 = 0.825 arcsec/pixel1024 x 0.825 = 844.86 arcsec ≈14 arcmin

Campo ~14 x 28 arcmin


Mosaico de CCDs:Dos chips EEV42-80 2048 x 4100 píxeles. (32MB)


Mosaico de CCDs: INT Wide Field Camera 4 chips EEV (2048x4100)y otro LORAL (2048x2048) para guiadoPíxeles de 13.5 x 13.5 µmEscala de placa 0.33”/píxelCampo 34’ x 34’

http://www.ing.iac.es/Engineering/detectors/ultra_wfc.htm


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/


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


CCDs: criostatosEn 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).

termostato


CCDs: criostatosCámaras CCD colocadasen el foco cassegrain.

Otra forma (menos profesional) de enfriar un chip es usar un termopar de efecto peltier.

Rellenando el criostato.


CCD

Imagen de Dark (900s)

de un chip EEV42-80

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.


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.


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


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.


de un chip EEV42-80


CCDs: rayos cósmicos

Los rayos cósmicos e incluso trazas radioactivas en el material de la cámara producen ionización del silicio. Los electronesproducidos son indistinguibles de los fotoelectrones. Se observan unos 2 rayos cósmicos/ cm2 / minuto. Cada sucesoocupa varios píxeles adyacentes y supone varios miles de electrones. Se soluciona combinando varias imágenes sucesivasya que la llegada de rayos cósmicos es un proceso aleatorio.

1

2

3


Comparación entre detectores


de un chip EEV42-80


Comparación entre detectores


de un chip EEV42-80

Excelente BuenaBajaRepetibilidadAltaExcelente (*)BajaLinealidad

Baja 1-100%~ 2-5 %~ 1 %Uniformidad espacial de la sensibilidad

~ 3 cm~ cm~ 50 cmTamaño detector10-30 µm~ 1 mm10-50 µmTamaño del píxel35 dBAlta20-25 dB (#)Rango dinámico350-1100 nm120-1100 nm300-1100 nmRango espectral~ 80%~ 20%~ 2%QE

CCDTVFotográfico

# 1 dB =0.1 dexn dex = 10n

1 dB = 10 0.1

* para bajo ritmo de cuentas

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