Dispositifs à couplage de charge en astronomie

Les dispositifs à couplage de charge, ou CCD, sont les capteurs d'images en silicium qui sont devenus les détecteurs optiques de référence de l'astronomie moderne, enregistrant la lumière avec une grande efficacité et une excellente linéarité.

Definition

Un CCD est un détecteur semi-conducteur dans lequel les photons génèrent une charge dans un réseau de puits de potentiel ; cette charge est ensuite déplacée pixel par pixel vers un amplificateur de sortie, et l'image numérique résultante enregistre la distribution spatiale de la lumière incidente.

Scope

Ce sujet couvre la manière dont les CCD accumulent et transfèrent la charge, l'efficacité quantique et l'utilisation de l'illumination arrière et des revêtements antireflet, le bruit de lecture et l'architecture de lecture, le courant d'obscurité et le refroidissement, l'efficacité du transfert de charge, le blooming et la saturation, ainsi que les étapes de réduction des données telles que la correction de biais, de courant d'obscurité et de champ plat.

Core questions

• Comment un CCD collecte-t-il et lit-il la charge ?
• Qu'est-ce qui détermine l'efficacité quantique d'un CCD en fonction de la longueur d'onde ?
• Quelles sources de bruit limitent la détection des sources faibles ?
• Quelles étapes de calibration sont nécessaires pour réduire les données CCD ?

Key theories

Collecte et transfert de charge

Les électrons photogénérés s'accumulent dans les puits de potentiel des pixels et sont transférés séquentiellement à travers le réseau vers un amplificateur de lecture, une efficacité de transfert de charge proche de l'unité étant requise pour éviter le maculage.

Efficacité quantique et illumination arrière

L'amincissement d'un CCD et son illumination par l'arrière, avec des revêtements antireflet, augmentent l'efficacité quantique maximale au-delà de quatre-vingt-dix pour cent et étendent la sensibilité dans le bleu et l'ultraviolet.

Bruit et images de calibration

Le bruit de lecture et le courant d'obscurité définissent le seuil de détection, et les images de biais, d'obscurité et de champ plat sont utilisées pour supprimer les signatures instrumentales et les variations de sensibilité pixel à pixel.

Clinical relevance

Les CCD sont à la base de la plupart des applications d'imagerie optique, de photométrie et de spectroscopie terrestres et spatiales ; leur efficacité et leur linéarité ont permis des mesures précises allant de la cosmologie des supernovae à la photométrie de transit des exoplanètes et aux grands relevés d'imagerie.

History

Inventé aux Bell Labs en 1969, le CCD a été appliqué pour la première fois à l'astronomie à la fin des années 1970, remplaçant rapidement les plaques photographiques. Des formats plus grands, des mosaïques et des variantes à déplétion profonde et à illumination arrière ont suivi, et les CCD recouvrent désormais les plans focaux des principaux télescopes de relevé.

Key figures

• Willard Boyle
• George E. Smith
• James Janesick

Seminal works

• howell2006
• rieke2003

Frequently asked questions

Qu'est-ce qu'un champ plat et pourquoi est-il nécessaire ?

Un champ plat est une image d'une source uniformément illuminée utilisée pour cartographier la variation de la sensibilité de chaque pixel et de la transmission de l'optique à travers le champ. La division des images scientifiques par le champ plat corrige ces variations, de sorte qu'un ciel uniforme produit un signal mesuré uniforme.

Pourquoi les CCD astronomiques sont-ils lus lentement ?

La lecture rapide de la charge ajoute du bruit dans l'amplificateur de sortie. Pour le travail sur des objets faibles, le CCD est lu lentement afin de maintenir un faible bruit de lecture, échangeant la vitesse contre la sensibilité, tandis que les observations critiques en temps peuvent utiliser des modes plus rapides qui acceptent un bruit légèrement plus élevé.