Tähtitiede:ccd-kamera
ccd-kamera
| ccd-kamera |
Nykyisin tärkein ilmaisin on CCD-kamera (Charge-Coupled Device). Se koostuu valoherkistä piidiodeista, jotka on järjestetty suorakulmaiseksi hilaksi. Suurimmissa kameroissa voi olla jopa 4096×4096 pikseliä, mutta useimmat ovat huomattavasti pienempiä. CCD on viime aikoina yleistynyt myös tavallisten videokameroiden ilmaisimena.
Ilmaisimeen osunut fotoni irrottaa elektronin, joka jää vangiksi syntykohtaansa. Valotuksen jälkeen syntyneet varaukset siirretään ilmaisimen potentiaalieroja muuttamalla rivi kerrallaan lukupuskuriin. Lukupuskurissa niitä siirretään edelleen pikseli kerrallaan analogia/digitaali-muuntimeen, josta digitaalinen lukuarvo lähetetään tietokoneeseen. Kuvan lukeminen tyhjentää samalla ilmaisimen. Lyhyitä valotuksia käytettäessä CCD:n lukemiseen voi kulua huomattava osa havaintoajasta.
a) Valotuksen aikana CCD-kameran kunkin pikselin kohdalla olevaan potentiaalikuoppaan kertyy joukko elektroneja. Kunkin pikselin kohdalla oleva luku esittää elektronien lukumäärää. b) Valotuksen jälkeen kutakin vaakariviä siirretään ensin yhden pikselin verran oikealle, jolloin oikeanpuoleisin pystyrivi siirtyy lukupuskuriin. c) Lukupuskuria siirretään pikselin verran alaspäin, jolloin alin varaus siirtyy A/D-muuntimeen, josta elektronien lukumäärä välittyy edelleen tietokoneeseen. d) Kun lukupuskuria siirretään riittävän monta kertaa, saadaan yksi pystyrivi luetuksi. e) Kuvaa siirretään taas pikselin verran oikealle, jolloin toinen pystyrivi joutuu lukupuskuriin. f) Lukupuskuria ruvetaan seuraavaksi taas siirtämään alaspäin. Näin jatketaan kunnes koko kuva on luettu.
CCD-kamera on lähes lineaarinen: elektronien määrä on suoraan verrannollinen kameraan osuvan säteilyvuon tiheyteen. Tulosten kalibrointi on siten paljon helpompaa kuin valokuvauslevyjä käytettäessä.
Kvanttihyötysuhde eli fotonia kohti syntyvien elektronien määrä on korkea, ja CCD-kamera on paljon herkempi ilmaisin kuin valokuvauslevy. Herkimmillään kamera on punaisen valon alueella noin 600-800 nm:n paikkeilla, jossa kvanttihyötysuhde voi olla jopa 80-90 %.
Kameran herkkyysalue ulottuu pitkälle infrapunaiseen. Ultravioletissa herkkyys laskee piin aiheuttaman absorption vuoksi jyrkästi noin 500 nm:n jälkeen. Tätä ongelmaa on yritetty ratkaista kahdella tavalla. Toinen keino on piirin päällystäminen kalvolla, joka absorboi ultraviolettivalon fotonit ja säteilee pitempiaaltoista valoa. Toinen keino on ohentaa piiri hyvin ohueksi, jolloin sen aiheuttama absorptio jää vähäisemmäksi.
Kameran lämpökohina aiheuttaa pimeää virtaa, vaikka kameraan ei osuisi lainkaan valoa. Kohinan vähentämiseksi kamerat jäähdytetään. Tähtitieteellisissä havainnoissa käytettävät CCD-kamerat jäähdytetään tavallisesti nestemäisellä typellä, jolloin pimeä virta saadaan hyvin pieneksi. Toisaalta kameran herkkyys vähenee sitä jäähdytettäessä, joten liika kylmyyskään ei ole hyväksi. Jotta havainnot olisivat vertailukelpoisia, lämpötila on pidettävä vakiona. Harrastajakäyttöön on jo tarjolla varsin kohtuullisen hintaisia CCD-kameroita, joissa jäähdytys tapahtuu sähköisesti.
Kohinasta aiheutuva pimeä virta voidaan mitata helposti ottamalla kuvia suljin suljettuna. Kun se vähennetään varsinaisesta kuvasta, saadaan todellinen elektronien määrä.
Pikselien herkkyys vaihtelee hieman. Siksi esimerkiksi ennen havaintojen aloittamista kuvataan tasaisesti valaistua kohdetta, kuten hämärää taivasta, jolla tähdet eivät vielä näy. Tästä kuvasta käytetään nimitystä flat-field; kunnollista suomennosta sanalle ei toistaiseksi ole (miten olisi lattakenttä?). Jakamalla kuvat tällä flat-fieldillä voidaan poistaa pikselien erilaisista herkkyyksistä johtuva virhe.
CCD-kamera on varsin stabiili. Siksi pimeää virtaa ja flat-fieldiä esittäviä kuvia ei tarvitse ottaa erikseen jokaista havaintoa varten. Usein nämä kalibrointikuvat otetaankin vain juuri ennen havaintojaksoa ja sen jälkeen ilta- ja aamuhämärän aikana.
Kosmiset säteet ovat varattuja hiukkasia, jotka aiheuttavat CCD-kuviin ylimääräisiä kirkkaita piikkejä. Ne ovat yleensä yhden tai muutaman pikselin laajuisia. Tyypillisesti kosmisia säteitä osuu kameraan muutama kappale minuutissa. Jos kohteesta otetaan useita valotuksia, kosmisten säteiden aiheuttamat piikit osuvat eri kuvissa eri paikkoihin, ja ne on helppo tunnistaa ja poistaa.
Vakavampi ongelma on elektroniikasta aiheutuva lukukohina (readout noise). Ensimmäisissä CCD-kameroissa kohina saattoi olla satoja elektroneja pikseliä kohti. Parhaimmissakin kameroissa se on yhä useita elektroneja. Tämä rajoittaa sitä, miten heikko signaali voidaan havaita: jos signaali on samaa luokkaa kuin lukukohina, sitä on mahdoton erottaa kohinasta.
Vaikka CCD-kamera onkin erittäin valoherkkä laite, runsaskaan valo ei vaurioita sitä. Valomonistimen tai kuvavahvistimen sen sijaan voi helposti rikkoa päästämällä siihen liikaa valoa. Pikseli voi kuitenkin kerätä vain tietyn määrän elektroneja, jonka jälkeen se kyllästyy eli saturoituu. Liiallinen saturoituminen voi aiheuttaa varauksen leviämisen myös naapuripikselien alueelle. Jos kamera saturoituu kovin pahasti, yksi lukukerta ei välttämättä poista kaikkia kertyneitä varauksia, vaan kuva on luettava useita kertoja.
Suurimmat CCD-kamerat ovat erittäin kalliita, ja niidenkin koko on vielä pieni valokuvauslevyihin ja -filmeihin verrattuna. Valokuvauksella on siten vielä käyttöä laaja-alaisten kohteiden kuvaamisessa.
Erikieliset vastineet
| ccd camera | englanti (English) |
Käytetyt lähteet
Alaviitteet
Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 18.12.2024: Tähtitiede:ccd-kamera. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:ccd-kamera.)