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ASTRONOMIA CCD I come ed i perché Manuele Turini DTA S.r.L. Via G. Cei 100 56021 Cascina (PI) [email protected] S. Maria a Monte – 10 Dicembre 2010 ASTRONOMIA CCD I come ed i perché INTRODUZIONE-PRESENTAZIONE AUTORE Da quasi 20 anni l'azienda che ho fondato si occupa di progettare e produrre strumentazione scientifica, in particolare negli ultimi 15 anni la fonte principale del nostro fatturato e' derivata dalla produzione di camere CCD digitali raffreddate. Mi piacerebbe dirvi che, come vecchio astrofilo fin da bambino, la maggior parte degli strumenti prodotti sia stato utilizzato in astronomia, ma non e' cosi. I nostri maggiori clienti utilizzano le nostre camere per la radiografia digitale e per il controllo qualita' dei sistemi di visualizzazione in ambito medico. Insomma lavoriamo molto di piu' per la medicina che non per l'astronomia. Vi do comunque garanzia che andare a rilevare il debole assorbimento di un tessuto umano sui raggi X che lo attraversano e' altrettanto difficile come rilevare una debole supernova in una lontana galassia. Comunque, anche se il mio business non ha avuto al suo centro la tanto amata astronomia penso ugualmente di poter dire qualcosa al riguardo ... ASTRONOMIA CCD I come ed i perché INTRODUZIONE E' fuori dubbio che l'utilizzo dei CCD abbia apportato una rivoluzione nell'astronomia professionale ed amatoriale. Corpi celesti fino a pochi anni fa visibili solo tramite telescopi di grosse dimensioni, sono oggi registrabili con piccoli strumenti anche da ambienti urbani. Telescopio da 5m di diametro di Monte Palomar LX200 ASTRONOMIA CCD I come ed i perché INTRODUZIONE CCD e' l'abbreviazione di Charge Coupled Device tradotto letteralmente Dispositivo ad Accoppiamento di Carica. E' diventato una scelta obbligata per la fotografia astronomica come lo e' il telescopio. Nell'astronomia professionale ormai si costruiscono camere CCD grandi qualche metro con risoluzioni di centinaia di mega pixel. 570 Mpixel Camera ($35M) ASTRONOMIA CCD I come ed i perché INTRODUZIONE Ma che cosa e' un CCD ? E' un chip o se preferite un circuito integrato che pero' presenta una finestra in vetro dove si permette alla luce di raggiungere la parte centrale in silicio che e' foto sensibile. Un paragone puo' essere fatto con la nostra retina. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché LA STORIA Il CCD e' stato inventato nel 1969 nei laboratori Bell da Boyle e Smith. Lo scopo iniziale era quello di creare un dispositivo utilizzabile come memoria, solo successivamente, sfruttando l'effetto fotoelettrico, fu impiegato come sensore di immagine. Boyle e Smith in una foto storica All'inizio fu utilizzato come sensore a stato solido per le riprese televisive al posto del tubo elettronico VIDICON. Negli anni ottanta si trovano le prime applicazioni digitali e nel campo dell'astronomia professionale. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché LA STORIA Occorrera' attendere ancora 10 anni affinché la tecnologia sia effettivamente fruibile su larga scala. Il perche' di questo ritardo e' fondamentalmente legato allo sviluppo della tecnica digitale. Basti pensare che negli anni ottanta i computer di allora avevano come memoria centrale 32Kbyte. Le allora CPU avevano frequenze di clock di 5MHz mentre utilizzare un sensore di 256x256 pixel campionato ad 8 bit richiedeva una memoria, per la sola immagine, di 64Kbyte. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché LA STORIA Inoltre, per effettuare un banale trattamento dell'immagine o visualizzazione richiedeva dei tempi molto lunghi. Man mano che la tecnica digitale si e' evoluta, la tecnologia CCD si e' resa disponibile ad un vasto numero di applicazioni ed utenti. Oggi i CCD come sensori allo stato solido hanno soppiantato completamente tutte le vecchie tecniche di ripresa dell'immagine. Immagine di crateri lunari ripresa con uno dei primi CCD 100x100 pixel ASTRONOMIA CCD I come ed i perché LA STORIA Gli appunti originali di Boyle and Smith sul Charge Bubble Device! ASTRONOMIA CCD I come ed i perché LA STORIA Si dice che questo sia il numero uno! ASTRONOMIA CCD I come ed i perché IL MOTIVO DI TANTO SUCCESSO Il dispositivo creato presenta una varieta' di vantaggi rispetto ai precedenti sensori di immagine: ● E' allo stato solido, il che significa maggiore affidabilita', riduzione dei costi e dimensioni ridotte ● Elevata efficienza quantica ● Estesa risposta spettrale ● Grande campo dinamico ASTRONOMIA CCD I come ed i perché IL MOTIVO DI TANTO SUCCESSO Sopra: Nebulosa Cigno, confronto tra film e CCD. Immagine a sinistra di Scott Tucker. Diritti dell' immagine di Dail Terry. Confrontate le immagini qui sopra riprese con pellicola e CCD. L'immagine a sinistra è di 60 minuti di esposizione guidata su pellicola da uno dei più bui cieli negli Stati Uniti, è necessario inoltre un'ora di preciso allineamento polare, 10 minuti di messa a fuoco, due ore di guida per arrivare e tornare dal sito, lo sviluppo in un laboratorio, la scansione al computer e l'elaborazione in Photoshop. L'immagine a destra è uno stack senza guida di dieci esposizioni di 30 secondi presi da un cielo sub urbano. Non e' necessario alcun allineamento polare preciso, 2 minuti di messa a fuoco, 5 minuti di esposizione, 30 minuti di guida … e 5 minuti per l'elaborazione! ASTRONOMIA CCD I come ed i perché IL MOTIVO DI TANTO SUCCESSO ASTRONOMIA CCD I come ed i perché COME FUNZIONA – EFFETTO FOTOELETTRICO L'effetto fotoelettrico rappresenta l'emissione di elettroni da una superficie, solitamente metallica, quando questa viene colpita da una radiazione elettromagnetica avente una certa frequenza. Tale effetto, oggetto di studi da parte di molti fisici, è stato fondamentale per comprendere la natura quantistica della luce.La scoperta dell'effetto fotoelettrico va fatta risalire alla seconda metà del XIX secolo e ai tentativi di spiegare la conduzione nei liquidi e nei gas. Nel 1880 Hertz, riprendendo e sviluppando gli studi di Schuster sulla scarica dei conduttori elettrizzati stimolata da una scintilla elettrica nelle vicinanze, si accorse che tale fenomeno è più intenso se gli elettrodi vengono illuminati con luce ultravioletta. Nello stesso anno Eilhard Ernest Gustav Wiedemann e Hermann Ebert stabilirono che la sede dell'azione di scarica è l'elettrodo negativo e Wilhem Hallwachs trovò che la dispersione delle cariche elettriche negative è accelerata se i conduttori vengono illuminati con luce ultravioletta. Nei primi mesi del 1888 il fisico italiano Augusto Righi, nel tentativo di spiegare i fenomeni osservati, scoprì un fatto nuovo: una lastra metallica conduttrice investita da una radiazione UV si carica positivamente. Righi introdusse, per primo, il termine fotoelettrico per descrivere il fenomeno. Hallwachs, che aveva sospettato ma non accertato il fenomeno qualche mese prima di Righi, dopo qualche mese dimostrava, indipendentemente dall'italiano, che non si trattava di trasporto, ma di vera e propria produzione di elettricità. Sulla priorità della scoperta tra i due scienziati si accese una disputa, riportata sulle pagine de Il Nuovo Cimento. La comunità scientifica tagliò corto e risolse la controversia chiamando il fenomeno effetto Hertz-Hallwachs. Fu poi Einstein nel 1905 a darne l'interpretazione corretta, per la quale ricevette il Premio Nobel per la fisica nel 1921. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché COME FUNZIONA – STRUTTURA DEL CCD Il CCD e' organizzato con una matrice pixel. Ogni pixel cattura e raccoglie i fotoni incidenti. La dimensione della matrice, per i modelli piu' diffusi, va da 512x512 a 10000x10000 pixel. La dimensione dei pixel va da 4x4 a 24x24 um. Sopra l'area sensibile puo' essere presente una finestra ottica che lo sigilla dall'ambiente circostante. Quello rappresentato in figura e' il Full Frame. Il disegno mostrato non evidenzia due aree molto importanti del sensore, che vedremo in dettaglio successivamente, ovvero il registro orizzontale ed il nodo di uscita. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché COME FUNZIONA – STRUTTURA DEL CCD - PIXEL Nella figura si puo' vedere una versione semplificata di un pixel del sensore CCD nella versione Front Illuminated. Si distinguono tre parti fondamentali: ● L'elettrodo di polarizzazione (Gate) ● L'isolante (SiO2) ● La giunzione PN I fotoni arrivano dal lato dell'elettrodo, alcuni attraverseranno il pixel senza interagire (rossi ed infrarossi) con il cristallo, altri faranno effetto fotoelettrico sul Gate, in particolare la radiazione ad alta frequenza (blu), altri ancora andranno a scatenare l'effetto fotoelettrico nella giunzione PN dove saranno “imprigionati” dal campo elettrico sostenuto dalla tensione presente sull'elettrodo. Fondamentalmente e' un processo statistico basato sull' energia del fotone e sulla banda di valenza della giunzione PN. In pratica fotoni a bassa energia e quindi lunghezza d'onda maggiore (rosso ed infrarosso) avranno una buona probabilita' di attraversare il cristallo senza causare alcunché mentre quelli a maggiore energia e quindi a lunghezza d'onda piu' corta avranno una buona probabilita' di andare a dissiparsi sull'elettrodo stesso. La capacita di collezionare elettroni di origine fotoelettrica è direttamente proporzionale alla dimensione del pixel e viene chiamata Full Well Capacity. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché COME FUNZIONA – CCD IN AZIONE La figura rappresenta una buona analogia con la struttura ed il funzionamento del CCD. In pratica i fotoni sono rappresentati dalla pioggia, i pixel sono invece dei secchi che la raccolgono. Il processo, in modo molto semplificato puo' essere cosi descritto: a) Esposizione – durante questa fase i secchi (pixel) facenti parte della matrice raccolgono la pioggia. Ogni secchio raccogliera' la parte relativa alla zona in cui si trova. Durante le fasi successive verra' interposto un ostacolo alla pioggia che quindi non potra' piu' raggiungere i secchi (shutter). b) Trasferimento della carica nel registro orizzontale – in questa fase la matrice si muove e la prima fila di secchi riversa il suo contenuto nel registro orizzontale che ha sempre un numero uguale di secchi ma spesso con una maggiore capacita' di contenimento. c) Trasferimento della carica sul nodo di uscita – adesso uno alla volta il registro orizzontale riversa il suo contenuto sul secchio in uscita (Output Node) dove si ha la possibilita' di misurare il quantitativo di acqua raccolta. Poi il secchio in uscita si ripulisce (RESET) ed è pronto a raccogliere il successivo contenuto eseguendo ancora un movimento del registro orizzontale Il processo si ripete tornando al punto b) fino a che non e' stato possibile misurare il contenuto di tutti i secchi. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché COME FUNZIONA – CCD IN AZIONE – SCORRIMENTO DELLA CARICA Nell' animazione in alto si vede un CCD a colori del tipo interlinea che raccoglie la luce e successivamente trasporta gli elettroni di origine foto-elettrica sul nodo di uscita per essere misurati. Nell'animazione in basso si vede invece come il trasferimento della carica venga effettuato cambiando la polarizzazione degli elettrodi. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI Nelle figure soprastanti si possono vedere le tre piu' diffuse tipologie di sensori CCD, da sinistra a destra abbiamo: Full Frame Frame Transfer ●Interline ● ● L' esigenza di avere cosi diverse tipologie di sensori deriva da una fondamentale problematica, ovvero, la necessita' di interrompere il flusso di fotoni, una volta terminata la fase di esposizione. Del resto, anche la vecchia macchina fotografica a pellicola aveva la cosiddetta “tendina” (shutter) che, con il suo caratteristico CLICK, si apriva e chiudeva permettendo alla luce di raggiungere la pellicola. Anche nei CCD il problema e' analogo: occorre un metodo per dare luce o meno. La soluzione piu' semplice (per modo di dire) e' quella di realizzare un otturatore elettromeccanico che si apra e si chiuda sotto il nostro controllo e questo e' decisamente ragionevole se il nostro numero di scatti è limitato, ma immaginate che vogliate avere immagini in tempo reale, diciamo da 20 a 50 immagini al secondo, be' allora il nostro shutter, ammesso che riesca a funzionare a quella velocita', e' destinato a morte prematura dopo poche ore di funzionamento! Per cui sono stati inventati CCD particolari che riescono ad integrare la funzione di shutter all'interno del chip stesso. Ma vediamo in dettaglio come funzionano ... ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – FULL FRAME Sono i primi sensori ad essere stati prodotti e sono caratterizzati dal fatto che tutta l'area di silicio della zona sensibile è riservata alla ripresa delle immagini. Dal punto di vista ottico e della sensibilita' sono il massimo che ci si possa aspettare. L'unita di misura che li caratterizza si chiama Fill In ed e' sempre al 100%. Tutti i sensori per uso scientifico sono Full Frame in quanto sono garanzia di qualita della ripresa ed elevata efficienza. Per contro, necessitano di un otturatore elettromeccanico che, oltre limitarne l'uso ad alte velocita' di lettura delle immagini, aumenta considerevolmente anche il costo dello strumento finale. Qui di sotto si possono vedere alcuni otturatori commerciali ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – FULL FRAME ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – FRAME TRANSFER I sensori frame transfer sono un buon compromesso per avere Fill In del 100% e allo stesso tempo integrare sul CCD anche un otturatore elettronico. In pratica vengono realizzati creando una doppia matrice della risoluzione voluta, disposte verticalmente. La prima matrice e' esposta alla luce, mentre la seconda e' riparata da uno schermo in alluminio. Ebbene, una volta che l'esposizione e' terminata, tutto il contenuto della matrice esposta viene trasportato velocemente nella matrice oscurata, dopo di che e' possibile leggere il sensore come di consueto. Il contro di questa tecnologia e' che il costo aumenta considerevolmente in quanto il silicio costa anche in funzione dell'area utilizzata ed in questo caso siamo costretti ad usare una quantita' doppia, inoltre il tempo di trasferimento fra l'area esposta e l'area oscurata non e' poi cosi rapido per cui, quando il soggetto da riprendere è assai luminoso, si possono avere problemi di smearing. Di sotto un sensore frame transfer della E2V ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – INTERLINE Il sensore CCD interlinea e' sicuramente il piu' diffuso al mondo, ne vengono prodotti a milioni e rappresentano il massimo di efficienza quando costo e velocita' di lettura siano due parametri fondamentali. Sono realizzati costruendo la matrice del sensore alternando una colonna di pixel esposta alla luce ed una colonna di pixel oscurata. In pratica, dopo l'esposizione, con una singola operazione di trasferimento il contenuto dei pixel esposti viene spostato nei pixel oscurati, dopodichè il sensore viene letto normalmente. Trovate questo tipo di tecnologia un po' dovunque, dalle telecamere di sicurezza alle macchine fotografiche digitali etc. Rappresenta una scelta obbligata nelle applicazioni commerciali ma e' poco utilizzato in ambito scientifico per due ragioni fondamentali: ● ● Essendo l'area di ripresa molto minore dell'area esposta (Fill In 30%), ha una bassa sensibilita' e presenta problemi di aliasing. Per risolvere il problema del basso Fill In sono state introdotte le microlenti che incrementano questo valore fino al 60-70% ma hanno poi problemi per rapporti focali al di sotto di f/5 Hanno tutti piccole Full Well Capacity. Va assolutamente scartato nel caso si voglia fare fotometria. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – INTERLINE - MICROLENTI ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – INTERLINE - MICROLENTI ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – FRONT/BACK ILLUMINATED I sensori che fin qui abbiamo visto sono del tipo Front Illuminated: la luce che li colpisce e' costretta ad attraversare gli elettrodi e l'isolante, prima di raggiungere la zona dove e' possibile collezionare gli elettroni derivanti dall'effetto fotoelettrico. La scelta di questa tipologia limita fortemente la risposta al blu in quanto questi fotoni tendono statisticamente ad avere una forte probabilita' di dissiparsi sugli elettrodi stessi. Da oltre 10 anni Kodak ha introdotto degli elettrodi piu' trasparenti alla radiazione blu denominati ITO (Indium Thin Oxide). Anche se questa tecnologia ha portato notevoli miglioramenti, l'utilizzo dei sensori Front Illuminated rimane proibitivo nel vicino ultravioletto. Per questa ragione, esistono i sensori CCD Back Illuminated: in questi sensori, la radiazione va a colpire direttamente la zona di raccolta degli elettroni (Depletion Zone) senza alcun ostacolo. L' efficienza quantica che si ottiene e' molto elevata e la risposta spettrale va dall UV all' IR. Il prezzo da pagare pero' e' molto elevato, perche il sensore back illuminated per poter funzionare deve assere assottigliato a pochi micron e questa operazione meccanico/chimica ha una resa produttiva particolarmente bassa e questo ne aumenta di molto il loro costo. La necessità di assottigliarli deriva dal fatto che se faccio passare i fotoni in un chip di spessore standard, questi faranno sì, effetto fotoelettrico, ma non verranno raccolti in quanto il campo elettrico generato dagli elettrodi ha un campo di azione di pochi micron, per cui i foto-elettroni raccolti andrebbero dispersi. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – FRONT/BACK ILLUMINATED ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – FRONT/BACK ILLUMINATED ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – COLORE E PERCEZIONE E' la variazione della luminanza a creare l'immagine. Vista dal lato degli atomi, e' la variazione del numero di fotoni sulla superficie sensibile a creare l'informazione visiva. Il colore e' qualcosa in piu', ci dice la caratteristica spettrale del fotone, ovvero la sua lunghezza d'onda. Ma il colore, almeno per come lo percepisce l'essere umano, e' tutto meno che una cosa sicura. E' legato alla salute, alla cultura e alla psiche dello stesso. Ma ha, dalla sua, una notevole qualita': ad alta intensita' luminosa lo percepiamo molto bene e notevolmente meglio delle sfumature di grigio. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TIPOLOGIE DI SENSORI – COLORE E PERCEZIONE Da sinistra a destra: ● 32 sfumature di grigio ● 64 sfumature di grigio ● 256 colori Ultimo ma non ultimo, la percezione del colore e' molto gradevole. La tecnica di ripresa che piu' viene utilizzata per la ripresa a colori e' la RGB (Red Green Blue). RGB e' un modello di colore definito nel 1931 dal CIE. E' un modello additivo basato su tre colori: Rosso, con una lunghezza d'onda di 700 nm Verde, con una lunghezza d'onda di 546,1 nm Blu, con una lunghezza d'onda di 455,8 nm La scelta di questi colori e' legata alla fisiologia dell'occhio. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – 3 CCD Questa tecnica prevede l'utilizzo di un prisma dicroico e di tre CCD monocromatici. VANTAGGI: ● Tempo reale ● Alta risoluzione SVANTAGGI: ● Costo elevato ● Ogni sensore prende solo 1/3 della luce. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – MASCHERA DI BAYER Metodo piu' diffuso con cui sono realizzate le camere a colori. Sulla matrice del sensore viene applicata una maschera, detta di Bayer, che filtra selettivamente ogni pixel con un differente filtro. L'immagine che si ottiene non e' utilizzabile fino a che non si applica un algoritmo di de-mosaico. Quello che si vede e' infatti una sorta di mosaico contenente le informazioni RGB in pixel differenti. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – MASCHERA DI BAYER - DEMOSAICING ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – MASCHERA DI BAYER VANTAGGI: ● Economica ● Tempo reale SVANTAGGI ● Il de-mosaico crea artefatti ● La risoluzione spaziale e' il 50% del numero dei pixel ● Bassa sensibilita' ● Bilanciamento del bianco problematica ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – RUOTA PORTA FILTRI Una ruota porta filtri, motorizzata o meno, equipaggiata con un set di filtri RGB, permette di acquisire immagini statiche a colori con una buona qualita'. Si tratta di realizzare tre distinte immagini utilizzando alternativamente i filtri RGB. Le tre immagini ottenute vanno poi a sintetizzare l'immagine a colori. VANTAGGI: ● Alta risoluzione ● Buon bilanciamento del bianco ● Media economia SVANTAGGI: ● ● Si possono riprendere solo immagini statiche Il tempo di acquisizione ed elaborazione di una immagine e' molto lungo ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – RUOTA PORTA FILTRI Realizzare una buona immagine a colori richiede diversi passaggi nel trattamento dell'immagine e la conoscenza della risposta spettrale del CCD utilizzato e dei filtri RGB. I dati che occorre sapere sono: ● Risposta spettrale del CCD ● Risposta spettrale dei filtri RGB impiegati ● Altezza sull'orizzonte dell'oggetto ripreso Il primo passo e' ottenere la risposta spettrale del CCD quando sono applicati i filtri. Per ottenere basta sovrapporre la curva di efficienza di trasmissione dei filtri su quella di efficienza quantica del CCD, normalizzati su una scala comune. Calcolando l'integrale di ogni banda (l'area) si ricavano dei coefficienti. Nelle figure accanto la banda del blu e' quella che raccoglie la maggiore quantita' di fotoni e viene posta ad 1, le altre si ottengono dal rapporto degli integrali con la banda blu. In questo caso avremo: R:G:B = 1.00 0.74 0.77 E' importante che i filtri RGB utilizzati riescano a tagliare completamente il vicino infrarosso altrimenti ne risulta una immagine con colori completamente falsati. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – RUOTA PORTA FILTRI Occorre anche applicare un ulteriore coefficiente relativo all'altezza sull'orizzonte dell'oggetto ripreso. Come ben sappiamo, infatti, man mano che ci avviciniamo all'orizzonte la radiazione rossa passa indisturbata ma la verde e, soprattutto la blu, subiscono una forte attenuazione. Ad esempio, un oggetto ripreso a 30 gradi sopra l'orizzonte comporta un fattore di estinzione per le tre bande di: R:G:B = 1.00 1.08 1.15 Per cui i precedenti coefficienti diventano: R:G:B = 1.00 0.80 0.83 Questi coefficienti saranno utilizzati moltiplicandoli per i tempi di esposizione relativamente alle tre bande. Ad esempio, per un tempo di esposizione di 60 secondi, le tre esposizioni saranno: R:G:B = 60s 48s 50s Con questo primo passaggio, abbiamo realizzato quello che viene normalmente chiamato bilanciamento del bianco. Per ottenere l'immagine a colori occorre applicare ad ogni frame le correzioni cosmetiche (flat), la sottrazione del rumore (disomogeneo) ed infine un perfetto allineamento tale che la sovrapposizione delle immagini sia perfetta. Infine, la compositazione ci dara' l'immagine a colori! ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – RUOTA PORTA FILTRI - LRGB Ottenere una bella immagini a colori come quella mostrata richiede, oltre ad una buona attrezzatura anche grande destrezza e, non ultimo, anche senso artistico! I tempi di esposizione lunghi, la perfetta calibrazione delle immagini e le conoscenze dei software di elaborazione dell'immagine rendono questa tecnica accessibile a pochi. Esiste pero' una tecnica alternativa che permette di ridurre drasticamente i tempi di ripresa dell'immagine, denominata LRGB (Luminance Layering). Questa tecnica si basa sul fatto che l'occhio umano e' poco sensibile alla risoluzione spaziale del colore, mentre lo e' molto per la luminanza. Con questa tecnica si riescono a riprendere immagini a colori con tempi di esposizione totali di 4 o piu' volte inferiori. Si realizza prendendo 4 immagini: ● ● © Robert Gendler Una immagine monocromatica (senza filtri) alla massima risoluzione spaziale possibile e con il miglior rapporto S/N. 3 immagini RGB a bassa risoluzione spaziale, tipicamente a binning >= 2 in modo da ottenere l'immagine di banda con bassi tempi di esposizione. Ovviamente per le tre riprese RGB si applicano le regole di bilanciamento del bianco sopra esposte, ma, nella sintesi finale dell'immagine a colori, queste andranno solo a stabilire il colore che avra' il pixel dell'immagine monocromatica. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – RUOTA PORTA FILTRI - LRGB ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – FILTRI LCD Da alcuni anni sono comparsi sul mercato alcuni filtri LCD accordabili. Si tratta di liquidi nematici che permettono, in base alla loro polarizzazione, di selezionare la banda spettrale di filtro. Come si vede dalla figura, si presenta come un normale filtro, ma una elettronica di controllo ne permette la gestione da RS232. VANTAGGI: ● ● Tempo reale, la commutazione da un filtro all'altro e' molto veloce (10-20 ms) Alta risoluzione SVANTAGGI: ● Costo elevato ● Dipendenza dalla temperatura ● Bassa reiezione per le lunghezze d'onda fuori banda ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – FOVEON Da alcuni anni e' presente sul mercato un sensore CMOS che senza dubbio va definito come rivoluzionario. Si sfrutta il principio che il fattore di penetrazione di un fotone dipende dalla sua lunghezza d'onda. I fotoni della banda del blu hanno una bassa penetrazione del silicio e vengono raccolti dalla prima matrice di pixel, i fotoni della banda del verde hanno una capacita' di penetrazione superiore tale da passare la prima matrice ma non la seconda, dove vanno ad essere raccolti. Infine, i fotoni appartenenti al banda del rosso hanno il maggiore fattore di penetrazione tale che superano la prime due matrici e finiscono per dare il contributo alla ultima matrice presente. Questa esposizione e' molto teorica, nella pratica si parla di probabilita' che un fotone di una determinata lunghezza d'onda vada ad interagire o meno con una delle tre matrici. E' sicuramente un progetto coraggioso e chissa' quali saranno i futuri sviluppi. Attualmente, al di la' delle informazioni geometriche, sappiamo ben poco di questo sensore, i risultati sembrano comunque buoni. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché TECNICHE DI RIPRESA A COLORI – FOVEON ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE I principali parametri che caratterizzano i sensori CCD sono: ● Numero di pixel (HxV) ● Dimensione dei pixel ● Efficienza a quantica ● Capacità di contenimento (FWC) ● Rumore di lettura ● Corrente di buio ● Efficienza del trasferimento della carica Dalla casa produttrice, vengono poi ulteriormente classificati per: ● Numero e tipo dei difetti cosmetici ● Corrente di buio ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – NUMERO DEI PIXEL Il numero dei pixel e' quello che determina la risoluzione spaziale delle immagini che andiamo a riprendere. Se volessimo avere una risoluzione simile alla pellicola nel formato 24x36 e, diciamo, con una risoluzione di 80 linee/mm dovremmo impiegare un sensore 1920x2880 (5.5 Mpixel) e con un pixel 12.5 um. Ovviamente, dobbiamo fare i conti con l'ottica e verificare che la risoluzione offerta dal telescopio ben si accoppi con la scelta del nostro sensore CCD. Il telescopio come un qualunque altro obiettivo deve fare i conti con una tipica fenomenologia della luce vista come fenomeno ondulatorio, chiamata diffrazione ovvero, l'interazione del fronte d'onda con un ostacolo. Il risultato di questo fenomeno su una sorgente puntiforme come quella stellare e' il seguente: ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – NUMERO DEI PIXEL - DIFFRAZIONE Quello che si vede e' idealmente l'immagine (Disco di Airy) prodotta da una stella se la sua radiazione fosse monocromatica. Sta di fatto che invece di avere una immagine puntiforme, abbiamo un bel disco con svariate sfumature (ordini)! Il diametro del disco lo si calcola con la seguente formula: X = 0.00244 * Lambda * (F / D) X e' il diametro del disco in um (10-6). Lambda e' la lunghezza d'onda della luce in nanometri (10-9). F e' la lunghezza focale del telescopio in mm. D e' il diametro del telescopio inmm. Ad esempio, per un telescopio di 200mm di diametro con una focale di 1600mm e per luce rossa a 600 nm avremo: X = 0.00244 * 600 * 1600 / 200 = 11.7 um Mentre per la radiazione blu (450nm) avremo X = 0.00244 * 450 * 1600 / 200 = 8.8 um Essendo il pixel scelto per il nostro sensore CCD di 12.5 um direi che siamo sotto campionati! Gia', perche' la teoria del campionamento ci dice che dovremmo avere almeno una risoluzione doppia e 5X sarebbe gia' vicina alla perfezione. Ma dobbiamo fare i conti con una fonte di perturbazione ancora maggiore che non quella causata dalla diffrazione: la perturbazione causata dall'atmosfera sui fronti d'onda. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – NUMERO DEI PIXEL - SEEING La luce proveniente dallo spazio e' costretta ad attraversare l'atmosfera prima di raggiungere i nostri strumenti, in questo attraversamento trova molte turbolenze e di conseguenza molte variazioni di densita' e molte inevitabili rifrazioni differenti da punto a punto. Chi ha messo almeno una volta l'occhio al telescopio lo sa … Per esprimere il grado di turbolenza si usa un termine anglosassone chiamato seeing questo e' misurato come FWHM della PSF creata dalla stella sul CCD. Siti eccezionali hanno seeing di 0.4” ma valori di 7/8” sono molto frequenti per cui andiamo a determinare quale influenza avra' questo valore sul campionamento del sensore CCD. Occorre calcolare il campo inquadrato da un pixel: PV = 2 atan(PS / (2 * F)) PV campo inquadrato dal pixel in secondi d'arco. PS dimensione del pixel in mm. F lunghezza focale del telescopio. Che nel nostro caso diventa: PV = 2 * atan(0.0125 / (2 * 1600)) = 1.6” A questo punto se il seeing produce un disco di 7” secondi d'arco avremo che 7 / 1.6 = 4.3 pixel, che direi e' gia un buon campionamento. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – NUMERO DEI PIXEL Tutte le considerazioni fin qui fatte sono da applicare quando si voglia avere una immagine piu' vicina possibile alla realta' e che vi dia la possibilita' di effettuare misure come quelle fotometriche con valori affidabili. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – CAPACITA' DI CONTENIMENTO La capacita' di contenimento di un pixel esprime il numero di elettroni che questo riesce a raccogliere. E' normalmente chiamata FWC (Full Well Capacity) ed e' proporzionale alla dimensione del pixel stesso. La FWC viene espressa in numero di elettroni. Questa grandezza e' molto importante in quanto stabilisce il campo dinamico del segnale campionato. Valori comuni di FWC vanno da 20000 a 500000 elettroni per pixel. La capacita' di contenimento e' fondamentale per il campo di misura dell'intensita' della luce catturata. Il valore del campo di dinamico, chiamato normalmente DR (Dynamic Range) è dato da: DR = FWC / RN FWC e' il numero di elettroni di contenimento. RN e' il rumore di lettura in elettroni. Quando si tratta di effettuare misure fotometriche e bene mantenersi lontani dalla zona di saturazione per evitare Comportamenti non lineari del sensore, il valore dell'80% della FWC puo' essere ragionevolmente sicuro. Per cui sensori come il KAF1001E che offrono sul nodo di uscita 250000 elettroni ed hanno un rumore di lettura di 10 elettroni avranno un DR di 25000 mentre il KAI-10100 con una FWC di 25000 elettroni e un rumore di lettura di 10 elettroni avra' un DR di 2500. E' come se la vostra bilancia pesa-persone con un fondo scala di 120 Kg avesse nel caso del KAF1001E una risoluzione di 5g contro i 50g del KAI-10100. Se preferite, il KAF1001E riesce ad apprezzare sfumature del colore 10 volte migliori. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – CAPACITA' DI CONTENIMENTO Un'altra conseguenza della FWC e' data dal fatto che un eccessivo numero di elettroni causa un traboccamento del pixel in quelli adiacenti, questo fenomeno e' chiamato Bloomin. E' evidente che pixel che hanno una alta FWC tendono a non andare facilmente in blooming e permettono anzi di riprendere immagini dove allo stesso tempo siano presenti soggetti di debole intensita' e soggetti ad alta intensita' luminosa. Il problema del blooming e' un difetto assai importante in quanto il segnale presente in una immagine puo' variare di diversi ordini di grandezza e il danno che provoca alla qualita' dell'immagine puo' non essere accettabile. Per questo motivo quasi tutti i sensori con bassa FWC sono dotati di un elettrodo ausiliario interposto fra i pixel per drenare l'eventuale eccesso di carica. Questo rimedio pero' riduce l'area sensibile del pixel (riduzione del Fill-In) e come gia' accennato causa altri problemi. Una ulteriore considerazione sulla FWC va fatta per il registro orizzontale e per il nodo di uscita: questi devono avere capacita' di contenimento molto piu' grosse di quelle dei pixel in quanto devono permettere un corretto funzionamento nella modalita' di binning. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché RIFLESSIONE Tentando una descrizione di questi dispositivi ci si rende veramente conto di molte complessita' che la natura, ci impone in particolare quando la scala con cui si va ad interagire diventa molto piccola. Incontriamo fenomenologie molto complesse che sono sempre presenti, ma di cui generalmente non ci rendiamo conto perche' normalmente interagiamo con la materia a scale molto piu' grandi. In un qualunque dispositivo digitale, ad esempio, computer, telefono, etc. le correnti in gioco sono al minimo di qualche uA (10-6A) quindi stiamo parlando di qualcosa come 6*1012 elettroni! Le grandezze che all'interno di un CCD sono in gioco sono molto piu' piccole, siamo in grado infatti di poter misurare 100 elettroni ed anche con un buon rapporto segnale disturbo! Quando si scende nel piccolo (relativo almeno al nostro mondo) le leggi che governano gli atomi e le forze che sono in gioco cambiano completamente l'aspetto del mondo. Un po' come quando camminiamo su un bel prato verde: e' bello, piacevole, ma se fossimo mille volte piu' piccoli potremmo dire altrettanto? www.lucianabartolini.net ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – EFFICIENZA DEL TRASFERIMENTO DELLA CARICA CHARGE TRANSFER EFFICIENCY L'Efficienza di Trasferimento di Carica (CTE) è la frazione di carica trasferita con successo durante un ciclo di trasferimento del CCD (nota che un CCD a una fase ha due cicli di trasferimento per stadio del CCD). La CTE è uguale a 1 meno l'Inefficienza di Trasferimento di Carica (CTI) o: CTE=1−CTI Alcuni produttori definiscono la CTE come la carica trasferita per stadio CCD, quindi bisogna fare attenzione quando si comparano specifiche per CTI e CTE di produttori differenti, in modo da assicurarsi che entrambi usino la stessa definizione. La carica totale rimanente in uno stadio CCD dopo il segnale di clock attraverso l'intero CCD è definita come la CTE per frame nel caso di sensori di immagine a matrice superficiale ed è uguale a: CTE =CTEx Xtransf ∗CTEy Ytransf CHARGE TRANSFER INEFFICIENCY L'Inefficienza di Trasferimento di Carica (CTI) è la frazione di carica lasciata durante un trasferimento del CCD. Bisogna fare attenzione quando si comparano specifiche per CTI e CTE di produttori differenti, in modo da assicurarsi che entrambi usino la stessa definizione. L'Inefficienza di Trasferimento di Carica viene misurata iniettando una sequenza di pacchetti di carica di dimensione conosciuta all'interno del CCD e monitorando poi la forma d'onda risultante dall'uscita del sensore. Nota che un CCD a due fasi ha due trasferimenti per stadio del CCD. L'ampiezza del segnale iniettato e il segnale perso dal segnale iniettato sono quindi usati per calcolare la CTI come segue: Nlost CTI = Ninject∗CCDtransf ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE - RUMORE Quando si usa il termine rumore ci si riferisce ad una fluttuazione del segnale in modo casuale. In natura il rumore e' presente ovunque, la luce stessa, anche se emessa da una sorgente ultra stabile, presenta fluttuazioni che sono intrinseche alla sua natura quantistica. Il CCD non fa certo eccezione e presenta caratteristiche di rumore non volute. Il rumore presente in un CCD puo' essere classificato in due diversi tipi: TEMPORALE e SPAZIALE. Il TEMPORALE puo' essere ridotto tramite la media di immagini mentre quello SPAZIALE e' possibile correggerlo con le tipiche correzioni di DARK e FLAT. SHOT NOISE – E' il rumore associato alla randomicita' con cui i fotoni arrivano al CCD. E' un limite naturale intrinseco nella fenomenologia quantistica dei fotoni. L'intervallo di tempo che intercorre fra un fotone e l'altro segue la statistica di Poisson e l'incertezza sul numero dei fotoni raccolti nell'unita' di tempo e' uguale a: = S Dove σ e' lo shot noise ed S e' il segnale. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – RUMORE – RESET NOISE RESET NOISE – Nel nodo di uscita le cariche vengono convertite in tensione, per fare questo si usa una capacita' che di volta in volta viene caricata da una tensione di riferimento. Il FET, usato come interruttore, che permette la carica del condensatore, ha una resistenza interna non costante a causa del rumore termico e ne consegue che il condensatore non e' mai caricato allo stesso modo. Il risultato e' che viene aggiunta una fluttuazione non desiderata al nostro segnale. Esiste fortunatamente un modo per azzerare questa fluttuazione con un circuito elettronico esterno chiamata CDS (Correlated Double Sampling) che sta per Doppio Campionamento Correlato. La sequenza di funzionamento e' la seguente: ● ● In una prima fase viene memorizzata la tensione di riferimento con cui il condensatore viene caricato. Una volta che la carica di elettroni viene convertita in tensione il suo valore viene sottratto alla tensione di riferimento memorizzata. L'equazione che governa questo rumore e' la seguente: σ reset noise k costante Boltzman T temperatura in Kelvin C la capacita' del nodo di uscita q valore della carica fondamentale = kTC q ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – RUMORE – OUTPUT AMPLIFIER NOISE OUTPUT AMPLIFIER NOISE – Questo tipo di rumore e' chiamato normalmente Rumore di Lettura (Readout Noise) e' un tipo di indeterminazione che e' possibile ridurre solo tramite medie di immagini. Le componenti fondamentali di questo tipo di rumore sono: WHITE NOISE - Il FET presente in uscita per l'amplificazione del segnale, analogamente al FET usato per il reset ha una resistenza intrinseca che e' soggetta a fluttuazioni di origine termica. Questo tipo di rumore termico e' anche chiamato rumore di Johnson. Il rumore generato dipende: σ white noise k costante Boltzman T temperatura in Kelvin B banda passante in Hz R impedenza di uscita CCF Fattore di conversione e-/v = 4kTBR CCF FLICKER – NOISE Il rumore Flicker, chiamato anche rumore i/f, è un rumore che ha una dipendenza approssimativa dall’inverso della frequenza. Maggiore è la frequenza o il pixel rate, più basso sarà il rumore. Più specificamente, la potenza di rumore (V2/Hz) diminuisce di un fattore 10 per ogni incremento di frequenza di un fattore di 10. Molti sistemi naturali mostrano un comportamento del tipo 1/f. Questi sistemi hanno in comune un insieme di stati che si attivano e si disattivano individualmente con costanti di tempo distribuite casualmente. Nel caso del MOSFET, gli stati sono trappole (buche) sull’interfaccia silicone-ossido e le costanti di tempo sono costanti di tempo di emissione associate a queste trappole. Quando gli elettroni sono nelle buche, essi agiscono come ciottoli in un torrente, influendo sulla corrente del canale. La sovrapposizione di queste buche, ognuna con la sua costante di tempo, genera il familiare spettro di rumore 1/f. La frequenza a cui i livelli di rumore scompaiono, indicante che l’amplificatore sta operando in situazioni limitate di rumore bianco, è chiamata frequenza d’angolo 1/f. Nelle camere in cui i pixel sono letti lentamente (~ 1MHz), il rumore 1/f generalmente determina il rumore di fondo. In generale, il rumore bianco cresce con l’area. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – RUMORE – OUTPUT AMPLIFIER NOISE – FLICKER NOISE ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – RUMORE – CORRENTE DI BUIO La corrente di buio è il risultato di imperfezioni o impurità nella zona di deplezione del silicio o all’interfaccia silicio-diossido di silicio. Questi introducono stati elettronici nel gap proibito che agiscono come un gradino tra la banda di valenza e la banda di conduzione, fornendo quindi un percorso attraverso il quale gli elettroni di valenza possono sgusciare nella banda di conduzione, aggiungendosi al segnale misurato del pixel. L’efficienza di un centro di generazione (sottinteso: di rumore) dipende dal suo livello di energia, con gli stati vicini alla mezza banda che generano la maggior parte della corrente di buio. La generazione della corrente di buio è un processo termico in cui gli elettroni usano l’energia termica per saltare in uno stato intermedio da cui essi sono poi emessi nella zona di conduzione. Per questa ragione, il metodo più efficace per ridurre la corrente di buio è raffreddare il CCD, privando gli elettroni della energia termica richiesta per raggiungere lo stato intermedio. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – RUMORE – CORRENTE DI BUIO Corrente di buio superficiale Ci sono molti più centri di generazione sulla superficie del sensore che nella zona di svuotamento, tipicamente differiscono per un fattore 100. Questi centri sono stati di superficie formati nell’interfaccia silicio-diossido di silicio. Il numero di questi stati è ridotto dal proprio trattamento termale durante e dopo la crescita dell’ossido, quando l’idrogeno può diffondersi nell’interfaccia e eliminare i legami non compensati causati dal divario tra i reticoli di Si e SiO2. Ma anche con appropriati processi, gli stati di superficie rimangono la principale sorgente di corrente di buio. Sebbene li strati di superficie non possano essere eliminati, la corrente di buio da essi generata può essere notevolmente ridotta da un’operazione inversa, anche conosciuta come “clocking in modalità di accumulazione”. In questo schema di clocking, il voltaggio low verticale è settato in modo abbastanza negativo da creare uno strato di inversione di lacune tra la superficie e la buca di raccolta. Elettroni emessi da stati superficiali si ricombinano con queste lacune piuttosto che essere raccolti dalle buche, così che la correnti di buio E superficiale viene eliminata da fasi di barriera. g D=2.5⋅10 ⋅A⋅I d⋅T ⋅e 2kT 15 15 Corrente di Buio Interna La maggior parte della corrente di buio all’interno del silicio e raccolta nei pixel è generata nella o vicino alla regione di deplezione del pixel. Il livello medio della corrente di buio all’interno è attribuita principalmente a difetti del silicio. Picchi localizzati di corrente di buio vengono attribuiti a tracce di impurità metalliche. Il numero di difetti generanti corrente di buio dipende dalla qualità del materiale di partenza e dal processo subito dal materiale durante la fabbricazione del CCD. Tecniche di Gettering* vengono utilizzate durante il processo per spostare le impurità dalle regioni attive del sensore , ma una volta che il CCD è completato, la carica di buio generata all’interno può essere ridotta solo raffreddando il sensore. La relazione tra la corrente di buio interna e la temperatura segue l’andamento empirico della formula sottostante: Dove D è la corrente di buio (elettroni/pixel/s), A è l’area del pixel (cm2), Id è la corrente di buio misurata a 300K (nA/ cm2), Eg è l’energia della banda di gap a temperatura T e T è la temperatura espressa in gradi Kelvin. La banda di gap del silicio varia con la temperatura secondo la legge: E g =1.1557− −4 7.021⋅10 ⋅T 1108T 2 * tecniche utilizzate allo scopo di ridurre la concentrazione di impurità indesiderate nella regione superficiale della fetta di silicio, che è quella elettricamente attiva. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – RUMORE – CORRENTE DI BUIO Rumore associato alla Corrente di Buio La corrente di buio genera due tipi di rumore: corrente di buio non-uniforme e corrente di buio da rumore shot. La corrente di buio non-uniforme è un rumore derivante dal fatto che ogni pixel genera una quantità leggermente differente di corrente di buio. Questo rumore può essere eliminato sottraendo, ad ogni immagine, una immagine di buio di riferimento. L’immagine di buio di riferimento dovrebbe essere presa alla stessa temperatura e con lo stesso tempo di integrazione dell’immagine. Sebbene il segnale di buio possa essere sottratto, non si può eliminare lo shot noise ad esso associato. Come nel caso di shot noise da fotoni, la quantità di corrente di buio da shot noise è uguale alla radice quadrata del segnale di buio. = D Il rumore di buio in un’immagine risultante dalla sottrazione da una immagine raw di una immagine di buio è maggiore di questa di un fattore 1.41 Esistono sorgenti di corrente di buio che non seguono l’equazione generale della corrente di buio e che non possono essere sottratte in maniera affidabile. Esempi includono picchi di corrente di buio, generati da danni di cluster indotti da protoni e da vari contaminati metallici, contenuti all’interno del silicio. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CARATTERIZZAZIONE – RUMORE – NON UNIFORMITA' A causa della differente influenza del processo di lavorazione, i pixel non dimostrano la stessa efficienza di sensibilita' alla luce. Anche riprendendo un soggetto uniformemente illuminato (Flat Field), si puo' vedere una sorta di scacchiera con differenti valori da pixel a pixel. Tipicamente, questa variazione è del 2-3% RMS del valore medio e varia linearmente al variare del valore medio. Il rumore associato a questa variazione puo' essere corretto con una operazione di FLAT-FIELD che rimuove le variazioni ma introduce' sempre un incremento di rumore di 1.41 (radice quadrata di 2). ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CALIBRAZIONE DELLE IMMAGINI Abbiamo visto come il CCD, oltre a collezionare elettroni di origine fotoelettrica, collezioni anche elettroni creatisi per corrente di buio. Inoltre, non tutti i pixel hanno la stessa efficienza quantica e la medesima corrente di buio, per cui occorre calibrare in modo accurato l'immagine ripresa. E' necessario, quindi, applicare almeno due processi di calibrazione: ● ● Correzione per la corrente di buio Correzione per l'uniformita' di risposta dei pixel (FLAT FIELD) L'equazione che permette di calibrare una immagine per la dark ed il flat field e': I= avgFlat∗rawImage−darkImage flatImage−darkFlat Al fine di ridurre il rumore dovuto alle operazioni algebriche la flat e relativa dark e la dark dell'immagine devono essere immagini mediate su n immagini. Le dark devono essere state riprese con lo stesso tempo di esposizione con cui si riprende l'immagine stessa, alla medesima temperatura e guadagno. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CAMERA DIGITALE - ELETTRONICA ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CAMERA DIGITALE - MECCANICA ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CAMERA DIGITALE - MECCANICA ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CCD IBRIDI Abbiamo visto come il CCD sia in grado di collezionare gli elettroni di origine fotoelettrica anche per sorgenti molto deboli, per fare questo pero' siamo costretti ad effettuare esposizioni molto lunghe per ottenere un rapporto S/N buono. In molte applicazioni, anche astronomiche, sarebbe necessario avere l'immagine in tempo reale, anche quando la sorgente e' molto debole, per questo motivo sono stati realizzati sistemi ibridi chiamati ad intensificazione o moltiplicazione di carica. In questi dispositivi, e' sempre presente un fotocatodo che libera elettroni ad ogni fotone che riceve, gli elettroni vengono poi moltiplicati per un processo di moltiplicazione a dinodi (Micro Channel Plate) o vengono accelerati direttamente sul CCD (EBCCD) dove generano, data l'energia ricevuta, piu' elettroni. Sono dispositivi costosi e delicati. Il fotocatodo non puo' essere esposto a forti sorgenti di luce pena l'evaporazione. Anche l'eventuale raffreddamento del sensore impone bassi salti di temperatura a causa dei differenti coefficienti di dilatazione dei diversi materiali. Recentemente sono stati introdotti dei CCD speciali che offrono la moltiplicazione della carica sul chip stesso. Sono stati realizzati da due aziende diverse: Texas ha creato Impactron mentre E2V a creato L3CCD. In entrambi i casi è presente uno speciale registro orizzontale dove grazie ad una forte DDP gli elettroni che vi scorrono vengono fatti impattare su atomi ionizzati che cedono ulteriori elettroni contribuendo cosi alla moltiplicazione della carica. ASTRONOMIA CCD I come ed i perché IMPACTRON - L3CCD ASTRONOMIA CCD I come ed i perché CMOS VS CCD ASTRONOMIA CCD I come ed i perché STANDALONE CCD CAMERA