Transcript ccd_AcqImm - I blogs dell`ISIS Leonardo da Vinci

I CCD
I rivelatori utilizzati oggi per ottenere immagini astronomiche sono
array bidimensionali, chiamati CCD (Charge Coupled Device).
Un CCD é un chip di silicio avente una faccia sensibile alla luce. Esso é
diviso in una griglia rettangolare i cui elementi sono detti pixel (picture
elements). I moderni CCD hanno da 512x512 (262144) a 4096x4096
(16,777,216) pixel e dimensioni da circa 0.5 cm a 10 cm (le tipiche
dimensioni di un pixel sono da 10 a 30 micron).
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I CCD
I CCD misurano quanta luce cade su ogni pixels in un determinato
intervallo di tempo alla fine del quale la carica elettrica immagazzinata é
trasferita da un pixel al successivo fino a raggiungere un convertitore
analogico-digitale che trasforma il segnale in numeri.
L’ output é un’immagine digitale consistente di una matrice di numeri, uno
per ogni pixel, che può essere facilmente manipolata ed analizzata con un
computer.
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I CCD
Per capire il funzionamento di un CCD possiamo ricorrere a questa
semplice analogia tra i fotoni e le gocce di pioggia:
alcuni secchi (pixel) sono distribuiti in un campo (piano focale del
telescopio) e sono appoggiati su una serie di nastri trasportatori
(colonne del CCD). I secchi raccolgono la pioggia (fotoni) che cade sul
campo. I nastri trasportatori inizialmente sono fermi. La pioggia cade e
riempie i secchi (esposizione).
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I CCD
Finita la pioggia (chiusura dell’otturatore) i secchi contengono una certa
quantità di acqua (i pixel contengono una certa quantità di carica).
I nastri trasportatori entrano in funzione e spostano i secchi. La prima
fila di secchi sui nastri verticali viene spostata sul nastro orizzontale.
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I CCD
I nastri verticali si fermano. Il nastro orizzontale si muove e travasa il
contenuto del primo secchio in un contenitore graduato (amplificatore)
collocato in uno degli angoli del campo (angolo del CCD).
Il contenuto di pioggia del primo secchio viene misurato. Il contenitore
viene svuotato ed è pronto a ricevere la pioggia contenuta nel secondo
secchio. La procedura è ripetuta per tutti i secchi della fila.
Una nuova fila di secchi viene spostata sul nastro orizzontale e la procedura
di misura è ripetuta per tutte le file di secchi. La lettura del CCD è
completa quando il contenuto tutti i secchi è stato misurato.
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LIMITI DI UN CCD
• Il CCD è un rivelatore lineare (la linearità è di solito migliore dello
0.01%).
Ciò significa che il numero di elettroni generati in un pixel è
direttamente proporzionale alla quantità di luce incidente ,
quindi al livello di grigio associabile.
SVUOTAMENTO DELLE MATRICE CCD
La matrice di m x n pixel di elementi fotosensibili è organizzata in
maniera diversa in funzione dello schema di trasferimento di carica
adottato:
Full Frame Transfer , Frame Transfer , Interline Transfer
Interline Transfer, Frame Transfer o Full Frame Transfer
I CCD Full Frame Transfer hanno solamente l'area
attiva.
La lettura dell'immagine, al termine dell'esposizione,
avviene mediante trasferimento progressivo verticale
del contenuto delle righe della matrice del sensore
dalla prima riga all'ultima, dalla quale il segnale è
prelevato e campionato numericamente.
Questo processo dura in genere alcuni secondi.
Se l'area del sensore, nel frattempo, non è protetta dal
flusso incidente dei fotoni, l'immagine finale sarà
affetta da smearing, ossia da un alone provocato dal
continuo assorbimento di energia luminosa.
Queste camere CCD devono essere equipaggiate con
otturatori elettromeccanici in grado di schermare
opportunamente l'area sensibile durante il processo di
lettura e campionamento dell'immagine.
Interline Transfer, Frame Transfer o Full Frame Transfer
I CCD Frame Transfer
presentano due aree
strutturalmente identiche sulla superficie del
sensore.
Una, sensibile alla luce, è la zona dove si accumulano
le cariche durante la posa; l'altra, schermata con
una lamina metallica, è la memoria dove al termine
del processo di integrazione (esposizione) sarà
parcheggiata l'immagine dopo un trasferimento
dall'area sensibile, di brevissima durata,
generalmente 1-2 millesimi di secondo.
Perciò se l'area attiva del sensore, al termine della
posa, rimanesse esposta ancora al flusso dei
fotoni, l'immagine è già comunque salvata nella
memoria schermata adiacente: sarà letta e
trasferita intatta nel computer.
Le camere dotate di CCD Frame Transfer non hanno
pertanto bisogno di essere equipaggiate con
otturatori elettromeccanici.
Interline Transfer, Frame Transfer o Full Frame Transfer
I moderni CCD Interline Transfer sono caratterizzati
dalla particolare disposizione verticale dei registri di
shift delle cariche elettriche accumulatesi durante il
processo di integrazione(durante l'esposizione).
Ad ogni colonna di elementi fotosensibili è associata una
colonna adiacente di elementi (registri) che godono in
generale delle stesse proprietà. Alla fine del processo
di integrazione, le cariche accumulatesi negli elementi
fotosensibili sono istantaneamente trasferite nei
registri verticali di shift per poi essere trasferite,
riga per riga, nel registro orizzontale di lettura del
segnale di uscita del CCD.
Lo shift delle cariche dai pixel ai registri verticali
di lettura dura poco più di un milionesimo di
secondo.
Tali camere non hanno pertanto bisogno di disporre di
otturatori elettromeccanici, in quanto di per se'
dotate di efficientissimi e velocissimi otturatori
elettronici.
Difetti in un CCD
E’ generalmente difficile ottenere un CCD privo di difetti.
Alcuni pixel del rivelatore possono essere difettosi e restituire
quindi valori non corretti. E’ frequente che un CCD presenti diverse
decine di pixel che presentano conteggi molto bassi o molto alti,
questi corrispondono rispettivamente ai “cold pixel” o agli “hot pixel”.
Questi sono presenti nelle immagini di flat field e possono quindi
essere rimossi.
Per eliminare pixel cattivi dovuti a raggi cosmici si può utilizzare la
tecnica del dithering, che consiste nell’acquisire immagini dello
stesso campo leggermente shiftate in x e y, o eventualmente
applicare tecniche di cosmetica.
In questo ultimo caso però é opportuno tener conto dei pixel trattati
in questo modo se si vuole ottenere una fotometria accurata.
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Difetti in un CCD
Un CCD può presentare intere colonne o parti di esse scure (dark
column). Esse sono identificate nelle immagini di dark o flat field.
Le dark column, alcune delle quali possono essere raggruppate insieme
in cluster adiacenti, sono causate da “trappole” che bloccano il
trasferimento verticale della carica durante il processo di lettura.
Oltre alle dark column alcuni CCD possono presentare delle “bright
column” prodotte sempre da trappole. In questo caso però gli elettroni
contenuti nelle trappole possono “uscire” durante la lettura causando
delle righe verticali luminose.
Sebbene esse rovinino le immagini cosmeticamente non presentano un
grande problema, sono sempre un piccolo numero rispetto al numero di
colonne di un CCD e comunque possono sempre essere eliminate.
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LIMITI DI UN CCD
• I vantaggi del digitale sono numerosi:
- immediato controllo del risultato su display,
-totale o minore assenza d'intrusione di polvere o elementi esterni nella filiera che porta
all'immagine,
- maggiore sensibilità del fotorecettore rispetto alla pellicola,
- inquinamento chimico quasi nullo nei processi produttivi,
-elaborazione e inoltro immediato delle foto via Internet
- conseguenti inferiori costi di produzione per i Media.
LIMITI DI UN CCD
Rumore termico.
Inteso come range dinamico in ogni pixel vengono accumulati anche
degli elettroni "indesiderati", ossia che non sono il risultato di luce
che abbia colpito il CCD. Alcuni di questi elettroni derivano dal
rumore termico, un effetto casuale dovuto all'interazione del calore
con il materiale di cui è fatto il sensore
Dark current.
La carica elettrica di questi elettroni non voluti (che si generano nel
pixel, anche se questo è nella più totale oscurità) è chiamata corrente
di buio. L'effetto della corrente di buio è di limitare la durata pratica
massima di una posa CCD: dopo molto tempo infatti, la corrente di buio
saturerebbe del tutto il pixel, e non vi si potrebbero più accumulare
elettroni generati dalla luce incidente. Perciò più bassa è la corrente di
buio, più lunghe sono le pose eseguibili con un determinato CCD.
LIMITI DI UN CCD
•Efficienza quantica (QE) – sempre minore del 100% poiché anche per il
miglior CCD solo una frazione dei fotoni incidenti sul chip viene
successivamente registrata.
Solo una frazione dei fotoni incidenti genera elettroni, così che il
numero di elettroni é dato da:
QE = numero di fotoni/numero di elettroni
•Fill factor (fattore di riempimento).
Percentuale della superficie CCD effettivamente sensibile alla luce.
•Range dinamico limitato – che produce saturazioni oltre un certo livello
di esposizione
Inomogeneità della superficie del rivelatore
Costi eccessivi
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Bias, Dark e Flat Field
Esistono tre tipi di immagini di calibrazione che devono essere
acquisite generalmente prima e dopo ogni sessione osservativa per
compensare alcune imperfezioni dei CCD
Esse prendono il nome di:
Bias
Dark
Flat Field
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Bias, Dark e Flat Field
Immagine di Bias
Un’immagine di bias rappresenta un “piedistallo” o una “base-line” al di
sopra della quale viene costruita la vera ”science image”.
Il bias é necessario per evitare nelle immagini finali valori nulli o negativi
dovuti alla lettura di pixel con un segnale molto piccolo.
Essendo un’immagine di bias acquisita con un tempo di integrazione nullo
e con l’otturatore chiuso nessun fotone cade sul rivelatore per cui essa
conterrà solo il bias e il rumore di lettura.
In generale si acquisiscono molte immagini di bias (circa 10) che vengono
combinate per ottenere un’immagine di superbias.
Per le immagini IR lo step relativo al bias può essere trascurato.
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Bias, Dark e Flat Field
Immagine di Bias
Intensità (ADU)
Numero di colonne
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Bias, Dark e Flat Field
Immagine di Dark
E’ dovuto alle coppie elettrone-lacuna che si creano per agitazione
termica, per cui essendo proporzionale al tempo di integrazione le
immagini di dark devono essere acquisite con lo stesso tempo di
esposizione delle immagini astronomiche, ma con otturatore chiuso.
Anche in questo caso si é soliti acquisire molte immagini di dark in
modo da ottenere un’immagine di superdark.
Poiché i moderni CCD vengono raffreddati ad una temperatura di
150÷200 K (nell’IR a ~77 K) spesso questo contributo può essere
trascurato.
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Bias, Dark e Flat Field
Immagine di Dark
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Bias, Dark e Flat Field
Immagini di Flat Field
Alcuni pixel di un CCD possono essere meno sensibili a causa di difetti
intrinseci (di costruzione) o di differenze nel cammino ottico (filtro,
ottica, diaframma,…). Queste cause producono un errore di tipo
moltiplicativo dipendente dal punto.
La funzione di sensibilità pixel per pixel del rivelatore viene calibrata
osservando sorgenti estese illuminate uniformemente, come la cupola
del telescopio (o uno schermo in cupola) illuminata con una lampada a
luce bianca o il cielo durante il crepuscolo.
Tali immagini prendono il nome di flat field e siccome la sensibilità é
anche funzione della lunghezza d’onda si devono acquisire tanti flat
field quanti sono i filtri utilizzati per le immagini astronomiche.
Come per bias e dark é consuetudine acquisire molte immagini di flat
allo scopo di produrre dei superflat che rappresentano la mappa di
sensibilità del rivelatore per ogni filtro usato.
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Bias, Dark e Flat Field
Immagini di Flat Field
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