Detectores en Astronom

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Detectores en Astronomía(visible)

• 1. Radiación electromagnética, Espectro de la
  radiación, BB, QE
• 2.Historia
• 3.Ojo humano
• 4.Placas fotográficas
• 5.Foto-multiplicadores
• 6.CCD

Por Justo Sánchez (justo_at_iaa.es) 19/10/2006
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Radiación Electromagnética

• La radiación electromagnética es una combinación
  de campos eléctricos y magnéticos oscilantes,
  perpendiculares entre si, y que no necesitan
  ningún medio para propagarse.
• Se puede entender como dos campos E y H que se
  auto alimentan mutuamente sin perdida, y además
  su dirección de avance es perpendicular a los dos
  a la vez.
• Las ecuaciones que gobiernan las ondas
  electromagnéticas son las de Maxwell, que en el
  vacío se simplifican, dando como resultado que
  allí la velocidad de la luz es de 299.792km/s.

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Radiación Electromagnética

• Dependiendo del fenómeno estudiado, la radiación
  electromagnética se puede considerar como onda o
  como corpúsculos o partículas llamados fotones.
• Si se considera como una onda se cumple

Donde la longitud de onda ? y la frecuencia de
oscilación v, están relacionadas por una
constante que es c la velocidad de la luz en el
vacío.

• Si se considera como corpúsculo se cumple

Donde E energía del fotón, h cte. de Planck y
? frecuencia de la onda

• La diferencia entre partícula (algo físico
  que ocupa un lugar y tiene una masa) y onda (algo
  que se extiende por el espacio con una velocidad
  pero sin masa), queda bien explicado por la
  mecánica cuántica, que propone que no hay
  diferencias fundamentales entre partículas y
  ondas, así las partículas pueden comportarse como
  ondas y viceversa.
• De Broglie postuló las ondas de materia, es
  decir toda materia tiene una onda asociada a ella
  que se cumple

Donde p es la cantidad de movimiento (mv) y h es
la cte. de Planck
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Espectro electromagnético

• El Espectro electromagnético es el conjunto de
  ondas electromagnéticas que emiten o absorben una
  sustancia. El espectro es único para cada
  sustancia, y puede ser estudiado son los
  espectroscopios.
• Ordenados de menor a mayor longitud de onda
  serían rayos cósmicos, rayos gamma, rayos X,
  ultravioleta, visible, infrarrojo y radio, sus
  características

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Cuerpo negro

• Cuerpo negro se llama al objeto que absorbe toda
  la luz y toda la energía incidente, sin embargo
  el cuerpo negro emite luz de acuerdo a un modelo
  físico llamado radiación del cuerpo negro.
• El espectro de emisión del cuerpo negro, solo
  depende de la temperatura del mismo, y sigue un
  perfil de mayor energía a menor longitud de onda,
  sin embargo con la mecánica clásica se predice
  una tendencia al infinito conocida como
  catástrofe ultravioleta.
• Max Planck propuso que la radiación se transmitía
  en paquetes de energía llamados cuantos. El
  problema de la catástrofe fue así resuelto
• La ley de Planck relaciona la intensidad de
  radiación emitida por un cuerpo negro a una
  temperatura T en Kelvins, ver al lado.

• Donde h es la cte de Planck, v es la frecuencia
  de la radiación, k es la cte de Boltzmann
• Einstein postuló el efecto fotoeléctrico
  basándose en la teoría de cuantos de Planck,
  ambos estudios sirvieron de base a la mecánica
  cuántica.

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Cuerpo negro

• La ley de Wien dice a que longitud de onda se
  produce un máximo en la radiación, en función de
  T, y viene escrita al lado.
• Las leyes de Planck y Wien del cuerpo negro se
  aplican en Astronomía, en concreto a las
  estrellas, aunque son malas para explicar
  fotosferas, etc. También se aplican a la
  radiación de fondo que proviene del Big Bang, y
  en otros casos.
• Aplicadas al sol sabemos que su temperatura es
  de 5780 Kelvin lo que nos da una temperatura de
  500nm de acuerdo a la ley de Wien, esto coincide
  con el verde. Sin embargo debido a la difusión de
  Rayleigh de la luz a través de la atmósfera, la
  componente azul se separa distribuyéndose por la
  bóveda celeste y el Sol aparece amarillento.
• Aplicadas a la radiación de fondo el 13 de enero
  de 1990 el astrofísico John C. Mather anunció al
  mundo el resultado de la medición del espectro de
  la radiación cósmica de fondo obtenida por el
  proyecto COBE de la NASA. Resultó ser exactamente
  un espectro de un cuerpo negro correspondiente a
  una temperatura de 2.725 kelvin.
• John Mather y George Smoot acaban de ganar el
  Nobel de física en este mes (Oct. 2006), por sus
  Investigaciones que ayudaron a arrojar luz sobre
  los primeros momentos del Universo

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Eficiencia cuántica

• La eficiencia cuántica de un material se define
  como el porcentaje de fotones absorbidos por el
  mismo que son capaces de generar pares electrón
  hueco en el material, frente al total de fotones
  absorbidos.
• La QE Varia de un elemento a otro, y es mayor
  cuando el material esta en el vacío. También
  depende de la temperatura, procesos químicos
  sobre la superficie, etc. En cuanto a detectores
  las placas fotográficas no pasan del 10 mientras
  que las modernas CCD llegan al casi al 100.
• Para diferentes longitudes de onda del fotón
  podemos tener QE diferentes, así que lo mas usual
  es dar una gráfica de QE frente a Longitud de
  onda a una temperatura determinada.
• Mas adelante hablaremos de QE aplicadas a
  foto-multiplicadores y a CCDs

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historia

• La historia de los detectores usados en
  astronomía, siempre ha supuesto al hombre y al
  ojo humano como el primero, pero esto no es
  rigurosamente verdad, ya que mucho antes que los
  homínidos empezaran a patear por el Valle del
  Ritz, otros animales ya habían observado,
  aprendido y memorizado en sus cerebros pautas
  del sol, de la luna o de las estrellas, con las
  que conseguían llevar a cabo sus migraciones. En
  el aprendizaje instintivo intervienen mecanismos
  neurofisiológicos heredables y adquiridos por un
  largo proceso de selección natural. Ej. Las aves
  y las abejas se guían por el sol.
• El hombre siempre ha observado el cielo, y lo ha
  representado, el primer objeto con inscripciones
  astronómicas que se conoce data del paleolítico
  (40-10.000 A.C.) y representa varias secuencias
  de lunaciones mediante 28 o 29 marcas talladas en
  huesos. En las cuevas de Lascaux y Altamira
  aparecen figuras que tienen relación con la
  estrellas.
• Prácticamente todos los pueblos (Mayas, Jemeles,
  Chinos, Egipcios, etc) han hecho mapas de cielo
  con distintos fines (calendarios, lugares de
  culto, predicciones etc).
• El invento del telescopio data de 1608, entre los
  meses de Septiembre y Octubre se tienen varias
  referencias del invento del telescopio. Este
  honor lo comparten Hans Lippershey y otros, Hans
  solicitó la patente del invento, que no fue
  concedida por el Consejo de Estado de la Haya.
• Galileo fue el primero que dibujó en papel
  lo que veía a través del telescopio (luna,
  planetas, lunas de Júpiter, Saturno, etc)
• A partir de entonces la mayoría de los
  detectores usados en astrónimia, se adaptaron en
  el foco del telescopio, para ganar luz.
• Fotografía Desde su descubrimiento en 1816 se
  vienen usando a la salida del telescopio o de los
  instrumentos. Se basan en el cambio de
  propiedades químicas de algunas sales, cuando son
  expuestas a la luz.

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historia

• Foto-multiplicadores se basan en el efecto
  fotoeléctrico, por el cual un electrón es
  arrancado de un material a la llegada de un
  fotón, que puede así ser cuantificado como
  corriente eléctrica, si se aplica distinto
  potencial al material donante del electrón y al
  receptor.
• Electronografía se basan en los dos efectos
  anteriores, primero un fotón incide sobre un
  material donante de electrones, situado detrás de
  la ventana de una cámara al vacío, el electrón
  arrancado del cátodo es acelerado y reenfocado
  sobre el ánodo, delante del cual hay una película
  fotográfica sensible a los electrones. La placa
  una vez expuesta, se saca de la cámara al vacío y
  se revela. No fue muy usada por lo engorroso de
  su trabajo.
• La foto es la tierra vista desde la luna
  entre 125 y 160 nm con una cámara
  electronográfica que llevaba el Apollo XVI

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historia

• Foto-multiplicadores microcanal si tomamos un
  foto-multiplicador, lo estrechamos hasta el
  tamaño de un alfiler, colocamos muchos de ellos y
  los empaquetamos al vacío, habremos creado un
  microchanel plate o foto-multiplicador
  microcanal, el principio de cada uno de ellos es
  el mismo un foto cátodo sensible a los fotones,
  que arrancan un electrón que viaja por dentro del
  microcanal y un ánodo sobre el que podemos leer
  la cantidad de electrones convertidos de los
  fotones.
• El tipo de ánodo nos define entonces que
  tipo de fotomultiplicador tenemos, así
• si el ánodo es resistivo en x-y de manera que
  podemos conocer la posición donde ha llegado el
  electrón llamaremos Mepsicron,
• si el ánodo no es mas que un recubrimiento de
  fósforo donde se forma la imagen que podemos ver
  al ojo lo llamaremos tubo intensificador de
  imagen
• si en el ánodo colocamos un CCD con lectura de
  imagen del evento, lo llamamos IPCS o integral
  photon counting system.

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historia

• Discretos fotodiodos, fotoresistencias,
  bolómetros son detectores que varían sus
  características en presencia de luz y que podemos
  leer polarizandolos adecuadamente, los
  bolómetros, InSb son sensibles en el IR .
• CCD (inventados en 1969 por Smith y Boyle de la
  Bell Lab.) son dispositivos de silicio sobre el
  que se han creado regiones o pozos, donde los
  fotones son atrapados y reconvertidos a
  electrones, que después pueden ser leídos de
  manera secuencial por filas y columnas mediante
  la variación de potencial en micro-electrodos.
• APS o sensor CMOS es parecido al CCD, pero se
  diferencian en que amplifican junto al pozo de
  potencial la señal contenida allí, a costa de
  perder un poco de área sensible, los de color,
  aprovechan este área muerta con micro-lentes
  delante y un filtro de Bayer, que nos permiten
  sacar la imagen con los tres colores básicos
  directamente del chip, también se pueden leer mas
  rápido.
• CID se trata de una cadena de detectores
  discretos puestos en una o dos dimensiones, y que
  permiten ser leídos direccionandolos, sin
  destruir la carga. Ven desde 185nm, admiten Rad.
  Hard, buen antiblooming, no IR fringing.
• Mosaicos IR son un tipo hibrido entre CCD y CID,
  se basan en crear matrices de sensores discretos,
  que son leídas de forma secuencial, si agrupamos
  muchas de estas matrices, podemos obtener devices
  hasta de 20482048 pixeles (18 micras).
• Se pueden leer por muchas puertas a la vez (una
  por matriz). Ej
• El Hawaii 2 de Rockwell puede ser leido hasta
  por 32 puertas.
• El Vista 2k2k de Raytheon puede ser leído hasta
  por 16 puertas a la vez.

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El ojo humano

• Los ojos como detectores de luz que hay en la
  naturaleza, van desde los simples , que solo
  detectan si hay mas o menos luz, y los
  compuestos 1º- los de los insectos que dan una
  imagen en mosaico del mundo exterior, 2º- los de
  la mayoría de los vertebrados, que se basan en la
  proyección de la imagen en una retina, que es
  sensible a la luz.
• El ojo humano es de forma casi esférica que se
  llama esclerótica de unos 2cm diámetro, La luz
  sigue el camino óptico a través de
• la cornea transparente, provee de 2/3 de la
  capacidad de enfoque del ojo.
• el humor transparente, es un liquido de menos
  densidad que el humor vítreo, su principal
  función es regular la tensión ocular.
• el iris o diafragma variable, es un músculo que
  permite adaptar a las condiciones de luz,
  variando su diámetro entre 2 y 8 mm aprox.
• el cristalino o lente variable, compuesta de
  agua, grasa y proteínas, esta lente absorbe un 8
  de la luz
• el humor vítreo, es 99,98 agua, el resto sales.
• y la retina o parte sensible a la luz donde están
  los elementos sensibles conos y bastones.
• Además en el ojo están el nervio óptico que
  transporta las señales al cerebro, los vasos
  sanguíneos que permiten alimentar las células,
  los músculos internos, etc.
• Donde el nervio óptico entra en el ojo, se llama
  zona ciega o papila del ojo (1.5 a 2 mm), ya que
  ahí no hay células detectoras.

Adaptación del cristalino para enfocar un objeto
lejano y cercano, sin defectos, pero haberlos,
hailos Los defectos ópticos miopía,
hipermetropía, astigmatismo, estrabismo,
presbicia, etc Los defectos cromáticos
acromatopsia, daltonismo, Las enfermedades
ceguera, cataratas, conjuntivitis, glaucoma,
retinopatía, etc.
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El ojo humano

• La retina es la parte sensible del ojo, donde se
  forma la imagen invertida, se encuentra en la
  parte trasera del ojo y tiene unos 45 mm de
  diámetro, esta formada por dos tipos de sensores,
  los conos y los bastones.
• Los conos (6 a 7 millones en toda la retina) son
  sensibles al color, su mayor densidad
  (180.000/mm2) se encuentran en la zona central o
  mácula o fóvea (en un área de 3 1.5mm,
  elíptica), en una formación hexagonal casi
  perfecta, en ella existen tres tipos de conos
  rojos, verdes y azules que nos permiten la visión
  en color, además son los que nos dan la agudeza
  visual, que viene dada por tres factores
• 1º los conos son mas pequeños en tamaño
• 2º están densamente colocados en la fóvea y los
  vasos sanguíneos que los alimentan son pequeños y
  riegan radialmente.
• 3º en su centro dentro un diámetro de 0.5mm,
  incluso los vasos sanguíneos no son apreciables y
  es donde se da mayor transparencia, mayor
  densidad, y por lo tanto mayor agudeza.
• Por el contrario necesitan mucha luz para
  trabajar, es la zona de visión fotocópica o de
  luz brillante.

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El ojo humano

• Los bastones, son las células sensoras mas
  sensibles a la luz, se concentran por toda la
  retina alrededor de la fóvea, pero con una
  densidad variable pero menor (una media de
  100.000 bastones/mm2) que los conos, por lo que
  aquí la agudeza visual es menor.
• Son unos 100 millones y forman la llamada visión
  escotópica o de luz tenue.
• Los conos y bastones tienen un tiempo de
  adaptación a luz tenue después de haber tenido
  una exposición a luz intensa que es la llamada
  adaptación a la oscuridad, ejemplo si pasamos de
  luz muy fuerte a luz muy débil después de 1, 20 y
  40 minutos hemos ganado un factor 10, 6.000 y
  25.000 respectivamente en sensibilidad, la curva
  se muestra al lado.
• El nervio óptico tiene 1.2 millones de axones y
  mantiene las comunicaciones de 100 millones de
  bastones y 7 millones de conos, esto lo hace con
  un multiplexado que gobierna el cerebro, de
  manera automática en función de que estamos
  mirando en cada momento.
• Ademas el cerebro procesa las imágenes y va
  guardando las zonas anexas previsualizadas, de
  manera que cuando queremos conocer detalles de
  estas zonas no hace falta mucha CPU, ya que se
  trata de un refresco sobre esa zona.
• Todo esto, y mas, lo hace automáticamente,
  y sin darse importancia.

Detector Densidad Elem. detector/mm2
OJO conos , bastones 180000 , 100000
CCD 22 micras/pixel 2066
CCD 18 micras/pixel 3086
CCD 15 micras/pixel 4444
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Placas fotográficas

• En 1816 Niépce consigue la primera foto
  (heliograbado). El procedimiento lo mejora en
  1831 Daguerre con una capa sensible a la luz
  sobre un sustrato.
• En Astronomía se usa desde poco después
• 1858 Warren De La Rue inventa el fotoheliógrafo,
  dispositivo para fotografiar el Sol.
• 1863 Henri Draper primera fotografía de la
  Luna.  
• 1872 Henri Draper primera fotografía del
  espectro de una estrella (Vega).

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Placas fotográficas

• Las placas fotográficas tuvieron su mejor uso
  para hacer catálogos o atlas de cielo. El primer
  catalogo de estrellas fue hecho en China 900 A.C.
  y contiene 800 estrellas
• Hasta hace poco las placas hechas en palomar POSS
  1 entre 1950-57 en el Telescopio Oschin 84 eran
  la referencia como atlas en la mayoría de los
  observatorios del mundo. Las placas se usaron con
  dos emulsiones en el rojo y azul (103aO y 103aF
  ), solo contienen los objetos del hemisferio
  norte, además adjuntan una transparencia con
  coordenadas y nombres de los objetos de la placa,
  y otras informaciónes.

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Placas fotográficas

• La reacción química en que se basa la fotografía
  es la fijación de un electrón a un ión de una
  película los granos o cristales de AgBr (o AgI)
  consisten en una red cristalina de cationes Ag()
  y aniones Br(-).
• Algunos de los huecos que posee la red
  cristalina están ocupados por cationes Ag(), que
  debido a la energía térmica que posee la red no
  ocupan su posición normal en la red, sino que
  constituyen un defecto de la misma.
• Al llegar la luz a la red, su energía provoca la
  cesión de un electrón desde la red al catión
  Ag() que ocupa el hueco, de manera que el catión
  se reduce y se transforma en un átomo de plata
  neutro según la reacción
• Ag() e(-)---gtAg (atómico)
• Para astronomía, las placas fotográficas deben
  cumplir respuesta en baja luminosidad y
  linealidad, respuesta homogénea en ?, granulación
  pequeña y homogénea, estabilidad física del
  soporte y la emulsión frente a T, P, HR, t, etc.
• Solo Kodak, gracias a los pedidos importantes de
  los observatorios de todo el mundo, continuó
  fabricando este tipo de emulsiones en sustrato de
  vidrio hasta hace unos años.
• Las últimas y mejores placas que se usaron fueron
  las de Kodak para el POSS II Southern Sky
  Survey en principios de los 80, y fueron las
  IIIaJ (azul), IIIaF (rojo) y IVN (IR cercano).
  Este catalogo POSS II está digitalizado en el
  DPOSS.
• La comparación entre los catálogos POSS I y POSS
  II de la misma zona del cielo, después de todos
  los años de separación, ha permitido conocer
  muchas supernovas no descubiertas hasta entonces,
  así como cometas y otros objetos.
• Los catálogos modernos van todos en formato
  digital.

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Placas fotográficas

• Respuesta en luminosidad al principio los
  astrónomos se daban cuenta que no era lo mismo
  exponer una luz en un tiempo, que la mitad de luz
  en el doble de tiempo, esto se debe a la falta de
  linealidad o efecto de reciprocidad.
• Para mejorar esto Talbot y otros se dieron
  cuenta que calentando la placa inmediatamente
  antes de la exposición se reducía el efecto pero
  solo para exposiciones relativamente cortas,
  Kodak y otros dieron con el procedimiento de la
  hiper-sensibilización, que no es mas que calentar
  las placas, pero en atmósfera de N2 o O2 o
  incluso H2(8)N2(92).
• La respuesta frente a ? fue mejorando, el
  problema es que no había una sola emulsión para
  toda ?, así se tenían como mejores placas las
  IIIaJ (azul), IIIaF (rojo) y IVN (IR cercano).

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Placas fotográficas

• La granulación de las placas que fue
  disminuyendo, era principal causante de las
  in-homogeneidades locales (que es claramente
  apreciable en los surveys descritos), el método
  seguido para eliminar es hacer varias placas y
  promediar.
• Para espectroscopia, las placas se usaban como
  detector a la salida de las cámaras de los
  espectrógrafos, pero estas cámaras, normalmente
  aceptaban placas de tamaños distintos a los
  estándar fabricados por Kodak (1616 cm. 2424
  cm. 40 40 cm y otros).
• El procedimiento era cortar estas placas de
  vidrio en una sala oscura con un diamante a la
  medida precisa, colocarlas de nuevo en una caja
  oscura y con la cara de la emulsión identificada.
  
• Cuando se ir a observar se cargaba el
  porta-placas con la placa recortada. Después de
  exponer al espectro estelar también se exponía al
  lado un espectro de referencia, y a su vez una
  parte cercana de la placa usada era expuesta en
  un calibrador de intensidad alimentado con luz
  blanca, y expuesta en diferentes intensidades de
  luz, para recuperar la linealidad frente a
  intensidad o ley de reciprocidad.

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Foto-multiplicadores

• Los foto-multiplicadores son tubos de vacío, en
  cuyo interior hay básicamente dos electrodos,
  polarizados a negativo y positivo, en el primero
  llamado foto-cátodo (que suele ser un álcali) se
  produce el efecto fotoeléctrico, cuando la luz
  incidente arranca un electrón.
• El electrón es acelerado y atrapado en el ánodo
  del dispositivo, generando una corriente
  eléctrica, proporcional a la luz y que podemos
  medir.
• Los tubos comerciales, además tienen varios
  electrodos internos en cascada, llamados dínodos,
  los cuales son polarizados a tensiones
  intermedias, y que consiguen multiplicar varias
  veces el fotó-electrón incidente, produciendo una
  ganancia y corrientes mayores.

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Foto-multiplicadores

• El efecto fotoeléctrico fue descubierto por
  Heinrich Hertz, cuando notó que un objeto cargado
  pierde su carga más fácilmente al ser iluminado
  por luz ultravioleta. Después fue formulado por
  Einstein en 1905. A partir de entonces lo
  demostró experimentalmente Robert Millican
  despues que estuvo experimentando para demostrar
  que Einstein no tenia razón, sin embargo llegó a
  la conclusión de que si. Recibieron juntos el
  Nobel en 1923, la formula es
• E mv2/2 h?-?
• Que representa la máxima energía cinética
  que tiene un fotoelectrón emitido. Y no es mas
  que la energía del cuanto de luz h? menos la
  energía de escape ? del electrón de la
  superficie del metal, esta última energía depende
  del material, se mide en electrón-voltios, y es
  menor si el material se encuentra en el vacío.
• La distribución de energía de los electrones en
  un metal a diferente temperatura se muestra en la
  figura adjunta. Se cumple en 0ºK que h?? y por
  lo tanto la longitud de onda límite ?oc/ ?
  1240/ ? (nm).
• El metal del fotocátodo responde de manera
  diferente en función de la longitud de onda, como
  se aprecia en la figura. El pico de eficiencia va
  disminuyendo en respuesta y aumentando en
  longitud de onda, conforme aumentamos de masa
  atómica para la serie del Litio en la tabla
  periódica.

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Foto-multiplicadores

• La eficiencia quántica depende fuertemente del
  material, la mayoría tienen muy baja QE, que
  también depende de la longitud de onda, los
  mejores recubrimientos se acercan a producir un
  electrón por cada tres fotones llegados. Los
  procesos que intervienen en la QE de un material
  foto emisor son
• Adsorción del fotón y trasferencia de su energía
  a un electrón.
• Desplazamiento del electrón ya libre dentro del
  material hasta el limite con el vacío.
• Escape del electrón de la barrera de potencial
  hacia el vacío.
• Cada uno de estos procesos tienen una perdida que
  debemos disminuir para conseguir buenos
  foto-tubos, esto se hace, utilizando metales y
  semiconductores en los foto cátodos, los primeros
  porque disminuyen la pérdida por conducción
  eléctrica y los segundos porque tienen poco gap
  entre las bandas de valencia y de conducción.
• La experiencia demuestra que los semiconductores
  son incluso mejores que los metales en los tres
  puntos anteriores, y por lo tanto mejoran la QE
  final.
• La última técnica para mejorar los materiales
  foto emisores, consiste en coatear o dopar la
  superficie de los mismos expuesta al vacío con un
  material con afinidad negativa de electrones,
  esto hace variar las bandas del material de
  manera que al electrón le cuesta menos saltar al
  vacío, y por lo tanto aumenta la QE

23
Foto-multiplicadores

• Los materiales de los fotocátodos fueron
  evolucionando desde el primero llamado S-1 que
  era de Ag-O-Cs, y con una curva de respuesta muy
  variable entre 300 y 1000nm . Posteriormente se
  utilizaron los de Cs3Sb y los multialkali o
  trialcali como el Na2KSbCs.
• Para astronomía el requerimiento de buena
  respuesta en longitud de onda, nos da como
  mejores los multialcali extendidos al rojo
  (ERMA), que podemos ver en la figura y su
  comparación con el clásico S-20
• El tipo de fotocátodo puede ser opaco (el fotón y
  electrón chocan y salen de la misma cara) o
  semitransparente (el fotón choca por delante
  electrón sale por detrás), en este segundo caso
  hay mucha energía perdida en atravesar el
  material, aunque sea muy delgado.

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Foto-multiplicadores

• El material de la ventana es importante ya que
  según la landa son mas o menos opacos, en el Uv
  se usa el Sapphire y en el Ir el Cuarzo.
• Cuando las condiciones de luz son muy bajos, casi
  todos los foto-tubos presentan corriente de
  oscuridad, debida a emisiones termoiónicas del
  foto- cátodo, que son amplificadas en los
  dínodos, para minimizar estas corrientes, se
  recurre al enfriado de los tubos. En la figura se
  muestra varios de ellos a diferentes
  temperaturas.
• Los foto-tubos presentan también la llamada
  emisión secundaria, esto se produce cuando un
  electrón en el foto-catodo adquiere suficiente
  energía cinética y salta al vacío, con una baja
  energía. Recordar que el electrón salta con mas
  energía si es proporcionada por un fotón
  incidente (foto-emisión o emisión primaria).
• El resultado es que en el caso de la emisión
  secundaria, un evento se disipa con unos tiempos
  mas rápidos que 10 -13 segundos, y esto hay que
  tenerlo en cuenta si nuestro foto-tubo se usa en
  modo conteo de fotones, ajustando el
  discriminador.

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Foto-multiplicadores características

• Curvas de corriente-voltaje

Curvas de landa-respuesta
Curvas de ángulo-respuesta
Curvas de voltaje-ganancia El ip21 que se
muestra fue el foto-tubo original usado por
Johnson en su primer sistema fotométrico.
Curva de linealidad luz-amperios salida
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Foto-multiplicadores características
Estabilidad ganancia-largo plazo
Estabilidad ganancia-corto plazo
Curvas de ganancia-temperatura
Variación ganancia-altura pulso
Estabilidad ruido-temperatura
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Foto-multiplicadores

• En Astronomía el modo de uso de los tubos es
  contando los fotones que llegan es decir, conteo
  de eventos, la respuesta del foto-multiplicador
  es muy rápida en el tiempo, incluso si varios
  dínodos son usados, las variables de trabajo del
  foto-tubo en modo conteo de fotones son dark
  current , valor del alto voltaje a aplicar,
  ganancia del pre-amplificador y tiempos del
  discriminador de duración de eventos.
• La función de transferencia o cuentas del
  fototubo en función de los fotones llegados
  seria, por orden
• Cuentas en un filtro f(fotones llegados)
  f(filtro color utilizado) f(QE en la banda de
  color) f(HV aplicado) f(dínodos, ganancia
  del fototubo a T de trabajo) f(gain
  preamplificador) f(discriminador de pulsos)
  f(factor conversión ADC) f(tiempo integración)
• El ajuste del punto de trabajo de estas variables
  depende del uso, así para bajar dark current
  enfriamos el tubo, si es posible. El
  discriminador de achura de eventos lo ponemos del
  orden de 10 -13 a 10 -14 segundos, para quitar
  lentas emisiones secundarias, los electrones
  térmicos son mas lentos todavía, del orden de 10
  -10 sec.
• Para el ajuste del alto voltaje y ganancia, se
  suele usar la búsqueda del mejor plateau de
  trabajo, definido como aquel valor del alto
  voltaje y ganancia que hacen que el conteo de
  eventos de una luz estándar sea lineal en un
  rango grande de HV y Gain.
• El método práctico es utilizar una fuente
  estándar y regulada de luz como la de 137Cs. Para
  un valor de ganancia determinado, subir poco a
  poco el alto voltaje (dentro de los límites del
  fabricante).Representar el conteo obtenido frente
  al alto voltaje, obtenemos gráficas como la
  figuras. Una vez hecho, se varia la ganancia y se
  repite el proceso.
• El mejor punto de trabajo es el que nos
  proporciona un plateau mas estable (alargado).
  El valor del alto voltaje mejor es el intermedio
  de la gráfica de ese plateau.
• El plateau depende de la temperatura, es variable
  en el tiempo, y depende del uso y desgaste del
  foto-tubo.
• Es necesario su recalibración de tiempo en
  tiempo.

28
Foto-multiplicadores

• Los tipos usados en Astronomía son de fotocátodo
  opaco, que son mas sensibles con múltiples
  dinodos en cascada, como los de la figura.
• También y dado la posibilidad de miniaturización
  se usan los de canal continuo, donde los
  múltiples dinodos se sustituyen por una material
  resistivo, a lo largo del cual cae de manera
  continua el alto voltaje aplicado, también se
  pueden agrupar varios de estos últimos en los
  llamados microchanel-plate
• Dado que los fototubos responden a toda landa,
  para el uso astronómico se necesitan filtros
  delante, que nos distingan los colores
  (fotómetros). Se pueden usar dicroicos y varios
  tubos a la vez a distintas bandas de luz
  (espectrofotómetros).
• Su mejor campo de acción es el UV y rayos X,
  donde las CCD todavía son menos sensibles.
• Fotómetros amigos
• Fotometro de Ginebra del antiguo telescopio
  frances en el OSN con fototubo tipo Lallemand de
  alta ganancia, filtros, registro en papel, etc.
• People fotómetro del telescopio Steavenson en el
  OSN con tubo EMI-6865-A, se automatizó en el IAA
• Fotómetro Strongrem con fototubos, trabaja en
  varios canales simultaneos, actualmente sigue en
  uso en el OSN, fue automatizado en el IAA.
• Fotómetro UBV del Calar Alto con un foto-tubo RCA
  31034 A y rueda para filtros con el sistema
  Johnson o Strongrem o Gunn etc. Fue diseñado en
  Heidelberg por el MPIA.

29
CCD

• La CCD es un detector de luz de estado sólido,
  basado en la acumulación de electrones liberados
  por fotones (efecto fotoeléctrico), en un espacio
  físico llamado pixel. Estos electrones se
  trasvasan de manera eficiente al pixel contiguo,
  con una relojería de filas y columnas, y al final
  son leídos, dándonos una medida de la luz
  acumulada.
• Al contrario que los foto-multiplicadores, estos
  dispositivos permiten acumular o integrar la
  carga, hasta un determinado valor, cumplen muy
  bien la ley de reciprocidad y son lineales en
  unos márgenes grandes, buen rango dinámico, buena
  respuesta en landa, se pueden enfriar para bajar
  su dark current, etc.
• Fueron inventados en 1969 por Smith y Boyle de la
  Bell Lab. Que trabajaban sobre un dispositivo de
  memoria secuencial, que fuera reseteable vía luz
  UV.

30
CCD

• Las CCD en astronomía han ido mejorándose, en QE,
  linealidad, tamaño del Pixel, Gain, Temperatura
  de trabajo,
• La QE es el rendimiento de detección de fotones,
  o sea el cociente fotones leídos/fotones
  llegados. Es mejor en los CCD back que en los
  front iluminated, la razón es que un fotón que
  llega por delante tiene que atravesar unos
  electrodos semitransparentes, sin embargo en las
  iluminados por detrás esta capa es menor y no
  contiene electrodos. Hay que decir que las CCD no
  se fabrican back del tirón, sino que se
  selecciona un chip de las mejores Front
  obtenidas, y se adelgazan por detrás en un
  proceso que es
• Obtención del chip recortado de la oblea de
  silicio, con los pads de conexión
• Cementado por la cara de delante a un sustrato de
  silicio policristalino, donde se han foto impreso
  en indio unos pads coincidentes con los del chip,
  y que permiten sacar los electrodos fuera del
  sandwich creado. El contacto eléctrico se asegura
  calentando y presionandolo.
• El sándwich se vuelve a cementar por el lado del
  silicio policristalino a un soporte físico mas
  rígido, que asegura la estabilidad total del
  dispositivo.
• Se colocan electrodos de salida a los pads
  creados, y se comprueba que hay conexión
  eléctrica del dispositivo.
• Comienza el proceso de adelgazado, primero con un
  pulido de polvo de aluminio de 12 micras, sobre
  una superficie rectificada de hierro. Después con
  un adelgazado por baño químico utilizando una
  maquina de agitación lineal y una mezcla de
  acidos.
• Linealidad los objetos en general son débiles,
  la posibilidad de integrar o sumar fotones, fue
  usado en primer lugar por las placas
  fotográficas, pero estas no cumplían bien la ley
  de reciprocidad, por lo cual los errores eran
  grandes. Las CCD son muy buenas en linealidad,
  del orden de 0.26 para un rango dinámico de
  100000 cuentas.

31
CCD modos de lectura
Dependiendo de la aplicación o del aparato donde
un chip CCD se encuentre instalado, tenemos
varias maneras de leerlo 1 Low scan este
método de baja velocidad de lectura es necesario
cuando trabajamos a bajos niveles de luz y con el
CCD frío, de esta manera el Read Noise es menor,
el inconveniente es que debemos impedir con un
obturador que la luz siga llegando al chip
mientras lo leemos, ya que si no se hace, veremos
líneas debido al arrastre de carga de cada
estrella brillante en el frame. Una manera
relativa de ir mas rápido es leer por varios
canales o lados de la CCD a la vez, pero para
esto, el CCD debe haber sido diseñado así. En
este caso la no igualdad de los canales de
salida, nos complica un poco todas las imágenes
que salen del CCD (Bias, Dark, Cali. Expo. ) 2
Frame transfer este método se usa con Chips que
tienen implementado una área de store donde
vuelcan la imagen y leen de ese área, de esta
manera nos evitamos el obturador y podemos leer
mas rápido, el inconveniente es que el Read Noise
es en este caso mayor. Este método se suele usar
mas en las CCD de A G. que pueden ir a incluso
a velocidad de video. Una manera relativa de
mejorar o integrar la imagen es promediarlas en
memoria de ordenador con imágenes anteriores y/o
promediando adecuadamente, de esta manera incluso
podemos disminuir el efecto de los espurios de
luz producidos por el intensificador de luz que
se suele poner delante. A continuación una
diapos prestadas de todo ello.
32
CCD modos de lectura, low scan
El modo mas básico (en Low scan) consiste en todo
el área del chip, activo para imagen. En este
caso tres líneas de clocks en filas nos permiten
sacar la imagen por una sola esquina a través del
Shift register. Otras tres líneas a todas las
columnas, nos permiten mover hacia abajo cada
fila de la imagen sobre la anterior, y la primera
sobre el Shift register.
Image Area
Image area clocks
Output Amplifier
Serial Register
Serial Register clocks
33
CCD modos de lectura, low scan
Un método mas rápido (en Low scan) consiste en
dividir el chip en 4 partes, que se leen
simultáneamente. Como se ve en la figura
utilizando 4 Shift registers y 4 amplificadores,
uno en cada esquina del CCD se reduce por 4 el
tiempo de lectura de todo el chip. El precio a
pagar es la complejidad y el tener que tratar
como 4 sub-imágenes a efectos de reducción de la
imagen. Suele ser el método común usado cuando
tenemos chips grandes.
34
CCD modos de lectura, frame transfer
Para este modo de lectura (Frame Transfer) el
chip tiene que tener implementados los clocs de
areas/columnas, de manera que puedan transferir
media imagen de la parte superior del chip, a la
parte inferior o de memoria que se encuentra
detrás de un elemento opaco a la luz. La imagen
se pasa de un tacazo de manera que allí la
leeremos rápidamente, mientras en el área de
imagen se continua la integración del objeto. De
esta manera el área útil es la mitad del área
total del chip. Los modernos CCDs con esta
habilidad suelen tener el área de memoria detrás
del área de trabajo.
Image area
Image area clocks
Opaque mask
Store area clocks
Store area
Amplifier
Serial clocks
35
CCD modos de lectura, frame transfer
La operación mas en detalle consta de dos
fases En la primera la galaxia ya integrada
durante un tiempo de exposición, es pasada al
área de memoria rápidamente (milisegundos).
Moviendo los clocks de las dos áreas a la vez.
Integrating Galaxy Image
36
CCD modos de lectura, frame transfer
En la segunda parte el área de memoria es leída
mientras que en el área de trabajo se continúa
integrando otra vez el objeto, solo se actua
sobre los clocks del área de memoria. El tiempo
de integración es todo el ciclo, salvo los
pequeños tiempos para hacer copia del área de
trabajo a la de memoria. El shuter no es
necesario, ya que su influencia es pequeña si el
tiempo de volcado anterior es pequeño.
37
CCD Correlated Double Sampler (CDS)
El nivel de corriente que cada electrón produce
en el pozo de potencial es del orden de micro
voltios, y esto es muy poco para leerlo sin
introducir mas ruido, el método mas común es el
de Correlated Double Sampler, consiste en hacer
dos lecturas sobre un pixel, la primera de una
referencia de tensión y la segunda de la señal
del pixel, la substracción es el valor
querido. Las formas de la señal de control es la
siguiente.
Vout
t
Reset feedthrough
Reference level Charge dump Signal level
38
CCD Correlated Double Sampler (CDS)
El modelo del CDS se muestra debajo la señal es
preamplificada en el propio chip, el circuito
esta gobernado por el controlador del CCD, que no
introduce ruido añadido. Solo un cable de señal
va del chip al circuito CDS, lo que minimiza
también el ruido. El Reset Noise no afecta en
este método, ya que no leemos el chip durante
este tiempo, en que el chip permanece
desconectado La salida del circuito va a un
conversor ADC y al ordenador.
Reset switch
CCD On-chip Amplifier
Integrator
Inverting Amplifier
Pre-Amplifier
.
-1
Computer Bus
ADC
Input Switch
Polarity Switch
39
CCD Correlated Double Sampler (CDS)
El proceso comienza en t0, que es un poco
después del efecto del pulso de reset, En este
momento todavía el CCD está desconectado del
circuito, la salida del CDS al ADC es cero.
t0
t0
Output wave-form of CCD
Output voltage of CDS
-1
40
CCD Correlated Double Sampler (CDS)
Entre t1 y t2 el CDS se conecta a la
referencia, el integrador esta trabajando y la
señal de salida es una rampa lineal hacia abajo.
t2
t1
t2
t1
-1
41
CCD Correlated Double Sampler (CDS)
Entre t2 y t3 el integrador se para, el CCD
sigue desconectado todavía y la referencia sigue
conectada. El voltaje al ADC no varía.
t2
t3
t2
t1
t3
-1
42
CCD Correlated Double Sampler (CDS)
Entre t3 y t4 el CDS se conecta a la señal que
queremos leer del CCD, la referencia es
desconectada, y el integrador se conecta, de
manera que el voltaje que tuviera el pixel, pueda
ir vaciando el condensador de manera proporcional
a su valor. La señal es ya buena al final de este
tiempo. La anchura de este ciclo y del de
referencia suelen ser los mismos y del orden de 1
a 20 microsegundos. Para un CCD en bajo ruido,
las lecturas lentas bajan del Read Noise pero
incrementan el tiempo total de lectura.
t4
t3
t2
t4
t1
t3
-1
43
CCD Correlated Double Sampler (CDS)
Ahora solo nos queda leer sobre el ADC el valor
del pixel. El numero de bits del conversor nos
da la precisión de la señal. 16 bit dan 65535
valores mas el cero. Esta lectura se hace
desconectando la salida del CCD por orden del
CDS. El proceso puede tardar desde una fracción
de microsegundo a varias decenas de
microsegundos. Este tipo de CDS se llama de
doble rampa de integración, Se puede pensar en
uno de fijar y muestran pero son mas Ruidosos.
t2
t4
t1
t3
Voltage to be digitised
-1
ADC
44
CCD fuentes de ruido

• Las principales fuentes de ruido de un CCD son
• READ NOISE.
• Es causado por el transistor de salida, y por los
  circuitos anexos, es en definitiva el mayor
  ruido, y el que limita la performancia de un CCD,
  se minimiza incrementando el tiempo de lectura.
• También con CCD equipadas con MPP se reduce algo.
  
• Las CCD científicas tienen un numero de 2 a 5
  electrones RMS.
• El estado del arte son unos nuevos CCD/CMOS
  híbridos FPA que tienen ruidos de lectura de 2.9
  electrones a 30 imágenes por segundo y
  temperatura ambiente , 100 QE.
• 2. DARK CURRENT.
• Es causada por electrones térmicos en el CCD,
  solo se elimina enfriando el CCD
• 3. PHOTON NOISE.
• Llamado Shot Noise. Es debido al hecho de que
  el CCD detecta fotones que llegan de manera
  caótica y de acuerdo a una Poissoniana. Esta
  fuente de ruido es aleatoria.
• 4. PIXEL RESPONSE NON-UNIFORMITY.
• Son los defectos de fabricación de cada pixel,
  introducidos en la mascara de producción o en el
  horno de cocción. Suelen desaparecer bastantes
  con los Flats-Fields.

45
CCD fuentes de ruido
Algunos conceptos importantes. FLAT
FIELDING Los Flats Fieds son importantes a la
hora de reducir las imágenes astronómicas, se
obtienen iluminando el chip con luz uniforme, se
pueden obtener a varios niveles de luz y nos dan
información de como de inhomogeneos son los
pixeles respecto a su ganancia, se obtienen con
luz plana de cúpula o con luz de cielo. BIAS
REGIONS Son áreas del CCD alrededor del área de
trabajo, que por construcción no son expuestas a
la luz, nos ofrecen información de como se
comportan los pixeles si no tuvieran luz, con
respecto al tiempo de integración, Se suelen
llamar Overscan.

Las CCD suelen tener tres áreas como la figura,
de manera que se leen antes y después de una fila
con información del objeto o después de la imagen
total leida. Nótese que se necesita haber
diseñado el Shift- register un poco mas largo que
la fila de imagen.
46
CCD fuentes de ruido
Algunas figuras de las fuentes de ruido de un
CCD READ NOISE. Esta causado principalmente por
los electrones térmicos en el amplificador. Esto
causa pequeños voltajes en la salida del
amplificados confundidos como señal, es conocido
como ruido de Johnson, se reduce enfriando el
amplificador, esto es por lo que la mayoría de
los CCDs refigerados, tienen el pre-amplificador
justo en el chip. Otro método es bajar en ancho
de banda el amplificador, pero esto significa
leer mas lento e incrementar el tiempo de
lectura. Un compromiso entre velocidad de
lectura, temperatura y filtro del amplificador
debe ser estudiado para minimizar el ruido
Johnson. La grafica representa Read Noise frente
al tiempo de exposición para un EEV4280 CCD.

47
CCD fuentes de ruido
DARK CURRENT. Los electrones que se generan en
el pozo de potencial por fotones o por saltos
térmicos entre la banda de valencia y de
conducción son indistinguibles a la hora de su
lectura. La corriente de oscuridad puede ser
eliminada enfriando mucho el chip (LN2), incluso
a niveles menores de 1 electrón térmico por pixel
y por hora de exposición. Las CCD a peltier
ofrecen ruidos de oscuridad de 0.2 electrones por
pixel por segundo . La siguiente gráfica muestra
corriente de oscuridad de un TEK1024 CCD en
función de la temperatura de funcionamiento.
48
CCD fuentes de ruido
PHOTON NOISE. La manera randon con la que los
fotones llegan, esta descrita por una función
Posoniana, esta función tiene una figura de ruido
típica, que va con la raíz cuadrada del numero de
eventos. La manera que tenemos de mejorar el
tratamiento para este ruido es indirecto y pasa
por tener mas fotones recolectados. Se basa en la
medida de la relación señal-ruido. El ruido
aumenta en razón a la raíz cuadrada de las
cuentas. NoiseSQR (cuentas) SNR Por
ejemplo si una estrella nos produce 10
foto-electrones por segundo, y la observamos 1
segundo, su ruido es 3.2 electrones y su SNR es
3.2. Si la observamos 10 segundos nos da 100
fotoelectrones, su ruido sube a 10 pero SNR sube
a 10 también. Lo importante es que ahora la SNR
es mejor y de esto se trata siempre en Astronomía.
PIXEL RESPONSE NON-UNIFORMITY (PRNU). Si
llenamos bastante el pozo de potencial de
electrones, el ruido e lectura y el ruido de los
fotones es despreciable , entonces la no
homogeneidad en la respuesta puede ser observada,
esta cifra puede ser del orden del 0.2 al 2 y
es bastante repetitiva, por lo cual el Flat Field
lo arregla muy bien. La grafica muestra la
variación típica de un EEV4280 CCD muestra
variaciones del 2.
49
CCD tratamiento del ruido
COMO TRATAR LAS FUENTES DE RUIDO. Si tenemos en
cuenta que el ruido por no uniformidad es
eliminado por un F-F, la ecuación que gobierna el
ruido es En sistemas para Astronomía
refrigerados a LN2 por ejemplo, el ruido de
oscuridad es despreciable. La ecuación nos
muestra que en altos niveles de luz, (como imagen
directa de estrellas), el ruido de los fotones es
el predominante. En bajos niveles de luz, (como
espectroscopia o objetos débiles), el ruido de
lectura es el importante. Pro ejemplo un CCD con
5 electrones RMS de ruido de lectura, cuando
pasamos de 25 electrones de señal del objeto
estamos dominados por el ruido del fotón. Si
continuamos hasta un nivel de 100 electrones, el
ruido de lectura solo influye un 11 del ruido
total.
50
CCD Ruido de lectura y ADUs
Se puede determinar el ruido de lectura, usando
el método Photon Transfer Se necesitan dos
imágenes F.F. para eliminar el PRNU o ruido por
no uniformidad. El método también nos da la
ganancia de la CCD o ADUs que es a razón de
electrones por cuenta del ADC conversor El método
se basa en la llegada randon Poisoniana de los
fotones, y solo requiere un CCD con área de
oversacn y un programa capaz de hacer
estadísticas de un sub-área del frame.
Flat Field Image 1.
Flat Field Image 2.
51
CCD Ruido de lectura y ADUs
STEP 3
Se restan las dos imágenes para obtener la tercera
Image 1 - Image 2
Image 3
Image area 3
STEP 4
Medir la desviación Standard en el área de imagen
de la imagen sustraída, el resultado StdDevADU
. La dispersión en los valores de los pixeles en
el área la imagen sustraída es debida a la
combinación de Read Noise y Photon Noise.
Gain 2 x MeanADU
(StdDevADU ) 2 - (2 x NoiseADU 2). Las unidades
de Gain son electrones/ADU, que es inverso a la
ganancia en voltaje del sistema.
52
CCD Ruido de lectura y ADUs
STEP 6
El Readout Noise es calculado usando la
ganancia Readout Noiseelectrons Gain x
NoiseADU
Precauciones con este método
La exposición de los dos F.F. debe ser alta, pero
no tanto como para llegar a saturar o no
linealidad. 10.000 cuentas puede ser bueno. Es
mejor hacer esto en varias ventanas de las
imágenes y con varios pares de F.F.
diferentes. Cuando la cámara esta detrás de un
espectrógrafo por ejemplo, lo anterior es
necesario y obligatorio, ya que las posibles
áreas de luz homogéneas son mas pequeñas. Si la
iluminación no es muy homogénea el método puede
fallar.
53
CCD Front, Back y Deep.
FRONT La forma del campo eléctrico dentro del
pozo del CCD nos define el grado de calidad o QE
del CCD, ya que con bajos campos eléctricos, el
electrón capturado puede no ser retenido
suficientemente. Este es el caso de los CCDs
FRONT iluminados que tienen menor Q.E.
Cross section through a thick frontside
illuminated CCD
In this region the electric potential gradient
is fairly low i.e. the electric field is low.
Any photo-electrons created in the region of low
electric field stand a much higher chance of
recombination and loss. There is only a weak
external field to sweep apart the
photo-electron and the hole it leaves behind.
54
CCD Front, Back y Deep.
BACK En los CCDs finos la luz entra por detrás
del chip, previo adelgazamiento.
El problema de fringing aparece en estos chips ya
que la landa roja, es del orden del grosor del
chip y lo atraviesa entero, produciendo una
reflexión a nivel de los electrodos, que
interfiere con ella misma en el camino de vuelta
y nos da los típicos paterns de interferencia en
el rojo.
Cross section through a thinned CCD
Electric potential
Electric potential
There is now a high electric field throughout the
full depth of the CCD.
Problem
Thinned CCDs may have good blue response but
they become transparent at longer wavelengths
the red response suffers.
This volume is etched away during manufacture
Red photons can now pass right through the CCD.
Photo-electrons created anywhere throughout the
depth of the device will now be detected.
Thinning is normally essential with backside
illuminated CCDs if good blue response is
required. Most blue photo-electrons are created
within a few nanometers of the surface and if
this region is field free, there will be no blue
response.
55
CCD Front, Back y Deep.
DEEP depletion o canal profundo tienen las
ventajas de los CCDs finos pero con mejor
respuesta en el rojo, La solución es un grosor
intermedio de un material de silicio de alta
resistividad, que hace mas grueso el chip, y por
lo tanto mas opaco al rojo. La alta resistividad
nos permite que no halla zonas libres de campo
por las que se pierdan los electrones capturados.
Cross section through a Deep Depletion CCD
Electric potential
Electric potential
Problem
Hi resistivity silicon contains much lower
impurity levels than normal. Very few
wafer fabrication factories commonly use
this material and deep depletion CCDs have to be
designed and made to order.
Red photons are now absorbed in the thicker bulk
of the device.
There is now a high electric field throughout the
full depth of the CCD. CCDs manufactured in this
way are known as Deep depletion CCDs. The name
implies that the region of high electric field,
also known as the depletion zone extends
deeply into the device.
56
CCD Eficiencia cuántica

• La eficiencia cuántica de un material se define
  como el porcentaje de fotones absorbidos por el
  mismo que son capaces de generar pares electrón
  hueco en el material, frente al total de fotones
  absorbidos.
• La QE Varia de un elemento a otro, y es mayor
  cuando el material esta en el vacío. También
  depende de la temperatura, procesos químicos
  sobre la superficie, etc. En cuanto a detectores
  las placas fotográficas no pasan del 10 mientras
  que las modernas CCD llegan al casi al 100.
• Para diferentes longitudes de onda del fotón
  podemos tener QE diferentes, así que lo mas usual
  es dar una gráfica de QE frente a Longitud de
  onda a una temperatura determinada.
• Para mejorar la eficiencia quántica en toda landa
  de utilizan recubrimientos anti-reflejante,
  debido a que el Si es muy reflectivo. Pero un
  buen tratamiento no debe ser tan grueso como para
  darnos fringing como efecto secundario.
• Lo ideal es landa/4 de grosor, en la landa
  central de trabajo del CCD.
• Dado el índice del aire 1, el del Si1.33, y
  dado el grosor requerido el mejor tratamiento
  anti-reflejante en medio de ambos debe tener
  índice de refracción tan alto como 1.9., Por
  suerte el Oxido de Hafnio es utilizable y casi
  cumple.
• A continuación varias diapos de comparaciones con
  grosores distintos, etc.

57
CCD comparaciones
The graph below shows the improved QE response
available from a deep depletion CCD.
The black curve represents a normal thinned
backside illuminated CCD. The Red curve is actual
data from a deep depletion chip manufactured by
MIT Lincoln Labs. This latter chip is still under
development.The blue curve suggests what QE
improvements could eventually be realised in the
blue end of the spectrum once the process has
been perfected.
58
CCD comparaciones
59
CCD obtención QE

• El método para obtener la QE de un CCD, es en el
  laboratorio con una luz calibrada un diodo
  calibrado en un montaje que se muestra.

El procedimiento es medir cuanta luz sale de una
fuente y llega al detector patrón o calibrado,
sin nada en medio, después se hace incidir la luz
sobre la superficie del CCD a calibrar, y se mide
con el mismo detector patrón la luz reflejada
R. Se define QElt1-R La linealidad de un CCD
se cuantifica iluminando la CCD, y haciendo
lecturas continuas, sin cerrar el obturador,
obtenemos un corte o rampa que en algún momento
deja de ser lineal, a un nivel de cerca de su
máximo nivel de cuentas.
60
CCD State of the art

• El estado del arte de los CCD pasan por hacerlos
  cada vez mas grandes y/o mas eficientes en mas
  rango de landa,
• En al tamaño estamos limitados por el tamaño de
  la oblea de partida , que hoy por hoy es un
  Standard, el diámetro es 125mm.

Algunas CCD de Fairchild MPP mode, 100.000 pozo,
4 amplificadores, 100 factor de relleno,
61
CCD State of the art
A pesar que casi se ocupa todo el área posible
de la oblea, se tienen que diseñar a partir de 4
mascaras, como se ve en la figura para poder
implementar mas canales de lectura
62
CCD State of the art

• En cuanto a la lectura los nuevos CCD/CMOS
  híbridos FPA. Que es un asembly entre un CCD/CMOS
  normal pegado a una electronica ROIC a bordo,
  esta electrónica es en realidad un array de CTIA
  (Capacitive Transimpedance Amplifier) uno por
  pixel, sobre un área de store, la cual la podemos
  leer como queramos, debido a su multiplexado
  interno.
• Se eliminan la baja velocidad de lectura a bajas
  T, El alto ruido de lectura a T normales,
  limitaciones de potencia en los CCD.
• El resultado es un ultra sensible CCD para bajo
  nivel de luz a T ambiente.
• Características 2.9 electrones de Read Noise a
  30 Frames/sec a 20ºC.
• La ROIC esta diseñada en tecnología sub-micron
  (0.35um)
• puede operar a 40 Mpixel/sec,
• El paso del pozo de potencial al ROIC, se hace
  con deposiciones de Indio,
• y el trasvase se hace en modo MPP para reducir
  ruido de lectura.
• Se pueden llegar hasta 200 Frames/sec.
• El tamaño por ahora es de 12801024 pixeles de 12
  micras.

63
CCD State of the art
The end