Dispositivos de Carga Acoplada em Astronomia

Os dispositivos de carga acoplada, ou CCDs, são arranjos de imagem de silício que se tornaram o detector óptico principal da astronomia moderna, registrando luz com alta eficiência e excelente linearidade.

Definition

Um CCD é um detector semicondutor no qual os fótons geram carga em um arranjo de poços de potencial; a carga é deslocada pixel a pixel para um amplificador de saída, e a imagem digital resultante registra a distribuição espacial da luz incidente.

Scope

Este tópico aborda como os CCDs acumulam e transferem carga, a eficiência quântica e o uso de retroiluminação e revestimentos antirreflexo, ruído de leitura e arquitetura de leitura, corrente escura e resfriamento, eficiência de transferência de carga, "blooming" e saturação, e etapas de redução de dados, como correção de "bias", "dark" e "flat-field".

Core questions

• Como um CCD coleta e lê a carga?
• O que determina a eficiência quântica de um CCD em função do comprimento de onda?
• Quais fontes de ruído limitam a detecção de fontes fracas?
• Quais etapas de calibração são necessárias para reduzir os dados de CCD?

Key theories

Coleta e transferência de carga

Elétrons fotogerados se acumulam em poços de potencial de pixel e são transferidos através do arranjo para um amplificador de leitura, sendo necessária uma eficiência de transferência de carga próxima da unidade para evitar o borramento.

Eficiência quântica e retroiluminação

O afinamento de um CCD e sua iluminação pela parte traseira, com revestimentos antirreflexo, eleva a eficiência quântica de pico acima de noventa por cento e estende a sensibilidade para o azul e o ultravioleta.

Ruído e quadros de calibração

O ruído de leitura e a corrente escura estabelecem o limite de detecção, e os quadros de "bias", "dark" e "flat-field" são usados para remover assinaturas instrumentais e variações de sensibilidade pixel a pixel.

Clinical relevance

Os CCDs sustentam a maioria das imagens ópticas, fotometria e espectroscopia terrestres e espaciais; sua eficiência e linearidade permitiram medições precisas, desde a cosmologia de supernovas até a fotometria de trânsito de exoplanetas e grandes levantamentos de imagem.

History

Inventado nos Bell Labs em 1969, o CCD foi aplicado pela primeira vez à astronomia no final da década de 1970, substituindo rapidamente as placas fotográficas. Formatos maiores, mosaicos e variantes de depleção profunda e retroiluminadas se seguiram, e os CCDs agora cobrem os planos focais dos principais telescópios de levantamento.

Key figures

• Willard Boyle
• George E. Smith
• James Janesick

Seminal works

• howell2006
• rieke2003

Frequently asked questions

O que é um "flat-field" e por que ele é necessário?

Um "flat-field" é uma imagem de uma fonte uniformemente iluminada usada para mapear como a sensibilidade de cada pixel e a transmissão da óptica variam no campo. A divisão das imagens científicas pelo "flat-field" corrige essas variações, de modo que um céu uniforme produza um sinal medido uniforme.

Por que os CCDs astronômicos são lidos lentamente?

A leitura rápida da carga adiciona ruído no amplificador de saída. Para trabalhos com objetos fracos, o CCD é lido lentamente para manter o ruído de leitura baixo, trocando velocidade por sensibilidade, enquanto observações críticas em tempo podem usar modos mais rápidos que aceitam um ruído um pouco maior.