เครื่องตรวจจับ CCD และการสอบเทียบภาพ

อุปกรณ์รับภาพแบบประจุไฟฟ้า (Charge-coupled devices) เป็นเครื่องตรวจจับภาพหลักทางดาราศาสตร์ และผลลัพธ์ดิบของอุปกรณ์เหล่านี้จะต้องได้รับการสอบเทียบผ่านการแก้ไขไบแอส ดาร์ก และแฟลตฟิลด์ก่อนนำไปใช้งาน

Definition

การสอบเทียบภาพ CCD คือกระบวนการแก้ไขเฟรมเครื่องตรวจจับดิบสำหรับสัญญาณรบกวนจากอุปกรณ์ โดยหลักคือระดับไบแอส กระแสดาร์ก และความไวของแต่ละพิกเซล เพื่อให้ได้ภาพที่แปรผันตรงกับแสงที่ตกกระทบ

Scope

หัวข้อนี้ครอบคลุมการทำงานและการสอบเทียบเครื่องตรวจจับ CCD รวมถึงวิธีการที่ CCD แปลงแสงเป็นประจุไฟฟ้า คุณสมบัติสำคัญ เช่น ประสิทธิภาพเชิงควอนตัม (quantum efficiency), เกน (gain), สัญญาณรบกวนจากการอ่าน (read noise) และความเป็นเชิงเส้น (linearity) และลำดับการสอบเทียบมาตรฐานของการลบไบแอส (bias subtraction), การแก้ไขกระแสดาร์ก (dark-current correction) และการปรับแฟลตฟิลด์ (flat fielding) นอกจากนี้ยังกล่าวถึงเครื่องตรวจจับที่เกี่ยวข้อง เช่น เซ็นเซอร์ CMOS ที่ใช้หลักการสอบเทียบเดียวกัน

Core questions

• CCD แปลงโฟตอนที่ตกกระทบให้เป็นสัญญาณที่วัดได้ได้อย่างไร?
• เกน (gain), สัญญาณรบกวนจากการอ่าน (read noise), ประสิทธิภาพเชิงควอนตัม (quantum efficiency) และความเป็นเชิงเส้น (linearity) อธิบายถึงอะไร?
• เหตุใดจึงต้องใช้เฟรมไบแอส (bias), ดาร์ก (dark) และแฟลตฟิลด์ (flat-field) และนำไปใช้อย่างไร?
• สิ่งแปลกปลอมจากเครื่องตรวจจับ เช่น พิกเซลเสีย (bad pixels) และความอิ่มตัว (saturation) ส่งผลต่อข้อมูลอย่างไร?

Key theories

การแก้ไขไบแอส ดาร์ก และแฟลตฟิลด์

การลบระดับไบแอสทางอิเล็กทรอนิกส์และกระแสดาร์กที่สะสม และการหารด้วยแฟลตฟิลด์ที่ทำให้เป็นมาตรฐาน จะช่วยขจัดค่าชดเชยแบบบวก (additive offsets) และความแปรผันของความไวแบบคูณ (multiplicative sensitivity variations) ออกจากเฟรมดิบ

การบ่งชี้ลักษณะเฉพาะของเครื่องตรวจจับ CCD

ประสิทธิภาพของ CCD อธิบายได้ด้วยประสิทธิภาพเชิงควอนตัม, เกน, สัญญาณรบกวนจากการอ่าน, ความจุเต็มบ่อ (full-well capacity) และความเป็นเชิงเส้น ซึ่งทั้งหมดนี้ร่วมกันกำหนดสัญญาณที่ทำได้และช่วงไดนามิก (dynamic range) ที่สามารถทำได้

Clinical relevance

เนื่องจากภาพถ่ายทางแสงและอินฟราเรดใกล้ที่ทันสมัยเกือบทั้งหมดอาศัยเครื่องตรวจจับชนิด CCD การสอบเทียบที่เหมาะสมจึงเป็นสิ่งจำเป็นสำหรับการวัดแสง (photometry), สเปกโทรสโกปี (spectroscopy) และมาตรดาราศาสตร์ (astrometry) ที่แม่นยำทั่วทั้งดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์

History

CCD ถูกประดิษฐ์ขึ้นในปี 1969 และนำมาใช้ทางดาราศาสตร์ในช่วงทศวรรษ 1970 โดยเข้ามาแทนที่แผ่นฟิล์มถ่ายภาพด้วยการให้ประสิทธิภาพเชิงควอนตัมสูง ความเป็นเชิงเส้น และเอาต์พุตดิจิทัล ซึ่งได้วางรากฐานการสอบเทียบที่ยังคงใช้มาจนถึงปัจจุบัน

Seminal works

• howell2006
• janesick2001
• chromey2016

Frequently asked questions

แฟลตฟิลด์คืออะไร?

แฟลตฟิลด์คือภาพของแหล่งกำเนิดแสงที่ส่องสว่างสม่ำเสมอ ซึ่งใช้ในการทำแผนที่ความไวสัมพัทธ์ของแต่ละพิกเซล การหารเฟรมวิทยาศาสตร์ด้วยแฟลตฟิลด์จะช่วยแก้ไขความแปรผันในการตอบสนองและการเกิดขอบมืด (optical vignetting)

เหตุใดจึงต้องลบเฟรมไบแอส?

CCD จะเพิ่มค่าชดเชยทางอิเล็กทรอนิกส์คงที่ในการอ่านค่าทุกครั้งเพื่อให้ค่าเป็นบวก การลบเฟรมไบแอสจะช่วยขจัดค่าชดเชยนี้ออกไป เพื่อให้จำนวนพิกเซลสะท้อนถึงประจุที่เก็บรวบรวมได้จริง