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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).

I CCD

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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.

I CCD

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I CCDI 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 CCDI 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 CCDI 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.

• 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

LIMITI DI UN CCD

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.

Interline Transfer, Frame Transfer o Full Frame Transfer

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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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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.

Difetti in 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

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•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

LIMITI DI UN CCD

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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

Numero di colonne

Intensità (AD

U)

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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