Astronomide Yük Bağlaşımlı Aygıtlar
Yük bağlaşımlı aygıtlar (CCD'ler), modern astronominin temel optik dedektörleri haline gelen silikon görüntüleme dizileridir ve ışığı yüksek verimlilikle ve mükemmel doğrusallıkla kaydetmektedir.
Tanım
Bir CCD, fotonların potansiyel kuyucuklar dizisinde yük ürettiği bir yarı iletken dedektördür; bu yük piksel piksel bir çıkış yükselticisine kaydırılır ve ortaya çıkan dijital görüntü, gelen ışığın uzamsal dağılımını kaydetmektedir.
Kapsam
Bu konu, CCD'lerin yükü nasıl biriktirdiğini ve aktardığını, kuantum verimliliğini ve arka aydınlatma ile yansıma önleyici kaplamaların kullanımını, okuma gürültüsünü ve okuma mimarisini, karanlık akımı ve soğutmayı, yük transfer verimliliğini, taşmayı (blooming) ve doygunluğu (saturation) ve sapma (bias), karanlık (dark) ve düz alan (flat-field) düzeltmesi gibi veri azaltma adımlarını kapsamaktadır.
Temel sorular
- Bir CCD yükü nasıl toplar ve okur?
- Bir CCD'nin dalga boyu boyunca kuantum verimliliğini ne belirler?
- Zayıf kaynak tespitini hangi gürültü kaynakları sınırlar?
- CCD verilerini azaltmak için hangi kalibrasyon adımları gereklidir?
Temel kuramlar
- Yük toplama ve aktarımı
- Fotonla üretilen elektronlar piksel potansiyel kuyucuklarında toplanır ve dizide bir okuma yükselticisine saatlenir; bulanıklığı önlemek için birime yakın yük transfer verimliliği gerekmektedir.
- Kuantum verimliliği ve arka aydınlatma
- Bir CCD'yi inceltmek ve yansıma önleyici kaplamalarla arkadan aydınlatmak, tepe kuantum verimliliğini yüzde doksanın üzerine çıkarmakta ve hassasiyeti mavi ve morötesi bölgelere doğru genişletmektedir.
- Gürültü ve kalibrasyon kareleri
- Okuma gürültüsü ve karanlık akım, tespit tabanını belirlemekte olup, sapma (bias), karanlık (dark) ve düz alan (flat-field) kareleri, enstrümantal imzaları ve pikselden piksele hassasiyet varyasyonlarını gidermek için kullanılmaktadır.
Klinik önem
CCD'ler, çoğu yer tabanlı ve uzay optik görüntüleme, fotometri ve spektroskopinin temelini oluşturmaktadır; verimlilikleri ve doğrusallıkları, süpernova kozmolojisinden ötegezegen geçiş fotometrisine ve büyük görüntüleme araştırmalarına kadar hassas ölçümlerin yapılmasını sağlamıştır.
Tarihçe
1969'da Bell Labs'ta icat edilen CCD, astronomiye ilk olarak 1970'lerin sonlarında uygulanmış ve fotoğraf plakalarının yerini hızla almıştır. Daha büyük formatlar, mozaikler ve derin tükenmeli (deep-depletion) ve arkadan aydınlatmalı (back-illuminated) varyantlar bunu takip etmiş ve CCD'ler günümüzde büyük araştırma teleskoplarının odak düzlemlerini kaplamaktadır.
Öne çıkan isimler
- Willard Boyle
- George E. Smith
- James Janesick
İlgili konular
Temel eserler
- howell2006
- rieke2003
Sıkça sorulan sorular
- Düz alan (flat-field) nedir ve neden gereklidir?
- Düz alan, her pikselin hassasiyetinin ve optiklerin geçirgenliğinin alan boyunca nasıl değiştiğini haritalamak için kullanılan, tekdüze aydınlatılmış bir kaynağın görüntüsüdür. Bilimsel görüntüleri düz alana bölmek, bu varyasyonları düzeltir, böylece tekdüze bir gökyüzü tekdüze ölçülen bir sinyal üretir.
- Astronomik CCD'ler neden yavaş okunur?
- Yükü hızlı okumak, çıkış yükselticisine gürültü eklemektedir. Zayıf nesne çalışmaları için CCD, okuma gürültüsünü düşük tutmak amacıyla yavaş okunur ve hassasiyet karşılığında hızdan ödün verilirken, zamana duyarlı gözlemler bir miktar daha yüksek gürültüyü kabul eden daha hızlı modları kullanabilmektedir.