Wavefront analysis with a Shack-Hartmann sensor [ Wellenfrontanalyse mit einem Shack-Hartmann-Sensor ]

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1 Wavefront analysis with a Shack-Hartmann sensor [ Wellenfrontanalyse mit einem Shack-Hartmann-Sensor ] Advanced lab course for physics and astronomy students of the University of Heidelberg at the Max Planck Institute for Astronomy lab course F36 [ Fortgeschrittenen-Praktikum für Physik/Astronomie-Studentinnen/Studenten der Universität Heidelberg am Max-Planck-Institut für Astronomie, Versuch F36 ] Download/view course materials Task schedule and available dates during the semester break Further materials Adaptive Optik für die Astronomie, Augenheilkunde, Hochenergielaser und mehr., von Stefan Hippler, Markus Kasper, Ric Davies und Roberto Ragazzoni Adaptive Optics on Large Telescopes by Andreas Glindemann, Stefan Hippler, Thomas Berkefeld, and Wolfgang Hackenberg Introduction to CCDs by Sami Dib and Jean Surdej Almost everything you want to know about CCDs by Simon Tulloch Contacts and directions Responsible: Dr. Stefan Hippler - Current tutors - Directions to MPIA Questions, e.g. guess the Zernike function number shown below List of questions Miscellaneous Lab photos #, #2, #3, #4 University Heidelberg webpage Interactive display of Zernike functions [ requires Java ] Shack-Hartmann spots for Seidel aberrations

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3 Heidelberg, Oktober 204 Einführung zum Versuch F36 Wellenfrontanalyse mit einem Shack-Hartmann-Sensor des Fortgeschrittenen-Praktikums II der Universität Heidelberg für Physiker Dr. Stefan Hippler, Dr. Wolfgang Brandner, Prof. Dr. Thomas Henning Einleitung Astronomische Beobachtungen vom Erdboden aus sind in ihrer Qualität durch die Turbulenz der Erdatmosphäre begrenzt. Unabhängig von der Teleskopgröße entspricht das reale Auflösungsvermögen dem eines 0-20 cm Teleskops. Der Bau immer größerer Teleskope führte in der Vergangenheit hauptsächlich dazu mehr Licht zu sammeln und damit tiefer in das Universum zu blicken. Das räumliche Auflösungsvermögen hingegen konnte erst durch die so genannte Adaptive Optik (AO) deutlich verbessert werden. Zu Beginn des 2ten Jahrhunderts lässt sich feststellen, dass optische und infrarot Astronomie vom Boden aus ohne AO kaum weiter voran schreiten können. Ohne AO wird es keine neue Generation von sehr großen Teleskopen (ELT, OWL) geben. Die Idee der AO wurde in den 50er Jahren von Horace Babcock entwickelt. Das Thema The possibility of compensating atmospheric Seeing war allerdings in der damaligen Zeit technisch nicht realisierbar. In den 70er und 80er Jahren arbeitete das amerikanische Militär an AO Systemen zur Beobachtung von Satelliten und zur Fokussierung hochenergetischer Laserstrahlen. Anfang der 90er Jahre wurde das erste zivile Teleskop der Welt, das 3.6-m Teleskop der ESO auf La Silla in Chile mit einer adaptiven Optik ausgestattet. Zurzeit hat jedes Großteleskop der 8-0-m Klasse eine AO. Ein zentraler Bestandteil jedes AO Systems ist der so genannte Wellenfront-Sensor mit dessen Hilfe die von der Erdatmosphäre verursachten Störungen auf die vom Weltall ankommenden flachen optischen Wellen gemessen werden können. In der Astronomie wird der Shack-Hartmann Sensor neben dem Curvature-Sensor in AO Systemen am häufigsten eingesetzt. Aufgabenstellung im Überblick Mit Hilfe eines Shack-Hartmann Wellenfront-Sensors sollen optische Aberrationen bestimmt werden. Auf einer optischen Bank soll aus optischen Einzelkomponenten diese sind eine monochromatische Lichtquelle mit optischer Faser, ein Kollimator, eine Mikrolinsen-Maske, ein Relay-Objektiv, sowie eine CCD-Kamera ein Wellenfront-Sensor nach dem Shack-Hartmann Prinzip aufgebaut werden. Die Verstärkung (Gain=Anzahl Elektronen pro digitaler Einheit im CCD-Bild) des CCD-Detektors sowie dessen Rauschcharakteristika sollen bestimmt werden. Letztlich sollen einige elementare Phasenfehler der Wellenfront (Defokus, Koma, Astigmatismus, Verkippung) erzeugt, gemessen und berechnet werden. Themenkreis Bestimmung der Charakteristika eines CCD-Detektors. optische Aberrationen, Abbildungsfehler, Punktverteilungsfunktion, beugungsbegrenzte Abbildungen. Methoden zur Bestimmung von Wellenfronten (=Wellenfrontphasen). Grundlagen des Hartmann Tests, Erweiterung durch Shack. Phasenrekonstruktion mit einem Shack-Hartmann-Sensor. Modenzerlegung optischer Aberrationen. Anwendung in der Astronomie: Charakteristische Eigenschaften der optisch turbulenten Atmosphäre. Prinzip einer adaptiven Optik in der Astronomie.

4 Skript zum Versuch F36 Teil I Seite 2 von 2 Literaturhinweise. Stefan Hippler und Andrei Tokovinin: Adaptive Optik Online Tutorial, 2. Sami Dib, Jean Surdej, Martin Hennemann, Stefan Hippler, Jutta Stegmaier: The CCD detector an online tutorial: 3. John. W. Hardy: Adaptive Optics for Astronomical Telescopes, Oxford University Press, F. Roddier: Adaptive Optics in Astronomy, Cambridge Univsersity Press, Ben C. Platt, Roland Shack: History and Principal of Shack-Hartmann Wavefront Sensing, 2nd Intgernational Congress of Wavefront Sensing and Aberration-free Refractive Correction, Monerey, Journal of Refractive Surgery 7, 200 (siehe Anhang) 6. M.E. Kasper: Optimierung einer adaptiven Optik und ihre Anwendung in der ortsaufgelösten Spektroskopie von T Tauri, Dissertation Universität Heidelberg, 2000 (siehe auch: 7. Glindemann, S. Hippler, T. Berkefeld, W. Hackenberg: Adaptive Optics on Large Telescopes, Experimental Astronomy 0, J. W. Goodman, Introduction to Fourier Optics, McGraw-Hill, W.J. Smith, Modern Optical Engineering, McGraw-Hill, Simon Tulloch: Introduction to CCDs (PowerPoint Präsentation), Simon Tulloch: Use of CCD Camera (PowerPoint Präsentation), 2. Simon Tulloch: Advanced CCD Techniques (PowerPoint Präsentation), Betreuung Verantwortlich: Dr. Stefan Hippler In der Regel wird der Versuch von Doktoranden/Doktorandinnen des MPIA betreut. Weitere Dokumente und Skripte. Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera mit Anhängen. 2. Aufbau eines Shack-Hartmann-Wellenfrontsensors. Messung einfacher optischer Aberrationen. Wellenfrontrekonstruktion mit Hilfe von Zernike-Funktionen. Mit weiteren Anhängen. Aktuelle Informationen auf der F36 Homepage:

5 Skript zum Versuch F36 Teil I Wellenfrontanalyse mit einem Shack-Hartmann-Sensor des Fortgeschrittenen-Praktikums II der Universität Heidelberg für Physiker Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera Heidelberg, April 20 Dr. Stefan Hippler, Dr. Wolfgang Brandner, Prof. Dr. Thomas Henning

6 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera i Inhaltsverzeichnis Die CCD-Kamera des Wellenfrontsensors 2 Eigenschaften der CCD-Kamera 2 2. Einführung und Begriffserklärungen Im Versuch zu bestimmende Charakteristika der CCD Kamera 4 3. Elektronischer Offset, bias level Linearität, linearity Ausleserauschen, read-noise Dunkelstrom, dark-current Kamera-Verstärkung, system gain Signal-zu-Rausch Verhältnis, signal-to-noise-ratio, SNR Weißfeld, flat-field Details zu den Messungen der Eigenschaften der CCD-Kamera 6 4. Elektronischer Offset, bias level Linearität, linearity Ausleserauschen, read-noise Dunkelstrom, dark-current Kamera-Verstärkung, system gain Erstellen einer Aufnahme 8 5. Die Belichtungszeit Signal-zu-Rausch-Verhältnis, signal to noise ratio, SNR Der Weg zum Bild Die Fortpflanzung des SNR Aufgabe Software zum Auslesen und Betreiben der CCD-Kamera 7 Daten des CCD-Detektors ICX085 2 A Anhang A - Liste einiger nützlicher IDL Befehle und Programme 3 B Anhang B - Front und Back Illuminated CCD-Detektoren 7 C Anhang C - Measuring the Gain of a CCD Camera 2

7 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera Die CCD-Kamera des Wellenfrontsensors Der im Versuch aufzubauende Shack-Hartmann Wellenfrontsensor besitzt als zentrales optisches Element eine Mikrolinsenmaske (Linsenarray). CCD detector CCD detector Abbildung : Mikrolinsenarray mit CCD Detektor - oben mit ungestörter Wellenfront, unten mit gestörter Wellenfront Zur Aufnahme der Punkte, die das Linsenarray in seiner Fokalebene erzeugt (siehe Abbildung, wird eine CCD-Kamera des Typs DVC32 benutzt. Diese hat einen ICX085 CCD-Detektor der Firma Sony mit 280 x 024 aktiven Pixeln. In der Standardeinstellung (mode normal) werden 2 Bilder pro Sekunde ausgelesen. In der Messeinstelllung (mode nframes) wird die Anzahl der Bilder pro Sekunde durch das Kommando bzw. den Parameter EXP bestimmt. Dabei bestimmt EXP die Integrationszeit in Einheiten von (EXP+)/2 Sekunden. Die Einstellungen der Kamera können über eine serielle Schnittstelle geändert werden. Dazu wird aus der Terminalshell heraus das Kommando serial cmd aufgerufen. Wird beispielsweise das Kommando STA an die Kamera geschickt, erhält man als Antwort die aktuellen Kameraeinstellungen. Die Liste der Kommandos und deren Bedeutung sind im User Manual der Kamera beschrieben.

8 2 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera 2 Eigenschaften der CCD-Kamera 2. Einführung und Begriffserklärungen Eine CCD-Kamera (CCD: Charged Coupled Device) zeichnet sich gegenüber anderen optischen Detektoren, wie Auge, Film oder Photo-Multiplier, durch zwei Eigenschaften besonders aus: Hervorragende Empfindlichkeit Die Quanteneffizienz QE liegt um die 50% - bei manchen Wellenlängen sogar bis zu 90% - und ist somit um eine Größenordnung größ als beim Auge oder beim Film, wo die QE nur einige Prozent beträgt. Linearität zwischen Messsignal und aufgefangener Lichtmenge Anders als bei Photoplatten, die nur über einen verhältnismäßig kleinen Bereich linear reagieren, ist der CCD-Detektor von Signalen, die wenig über dem Hintergrundrauschen liegen, bis nahe an seine Sättigung linear. Dadurch eignet sich eine CCD-Kamera insbesondere für photometrische Anwendungen. Für die Entwicklung des CCD erhielten Willard Boyle und George E. Smith 2009 den Nobelpreis für Physik. Den CCD-Detektor charakterisieren weiterhin folgende Werte, von denen einige im Rahmen des Praktikums bestimmt werden. Quantenausbeute, Quanteneffizienz, quantum efficiency, QE bestimmt die Empfindlichkeit des Detektors gegenüber einfallender elektromagnetischer Strahlung. Die Quantenausbeute (auch Quanteneffizienz QE) ist definiert als die Anzahl von Prozessen, die ein absorbiertes Photon (Lichtquant) im Mittel auslöst. Die Quantenausbeute ist von der Energie des Photons und somit von der Wellenlänge des Lichts bzw. der elektromagnetischen Strahlung abhängig. Die QE gibt an, mit welcher Wahrscheinlichkeit durch den (bei CCDs inneren) photoelektrischen Effekt ein Elektron freigesetzt wird und gemessen werden kann. Wie die Quantenausbeute vom CCD-Typ abhängt Stichwörter front illuminated CCD, back illuminated CCD ist im Anhang B beschrieben. Im Versuch wird dieser Wert nicht bestimmt. Spektrale Sensoreigenschaften Die Quantenausbeute des Sony ICX085 CCD Detektors kann aus der folgenden Grafik bestimmt werden Quantumefficiency QE of selected CCD-Sensors ICX085 TH7863/83 CCD05xx Die Quantenausbeute ist definiert als die prozentuale Anzahl der Photoelektronen die ein Photon erzeugt. QE (%) TH78xx UV FT00/FT Wavelength (nm) Abbildung 2: Quantenausbeuten verschiedener CCD Detektoren - Quelle Theta System Elektronik GmbH THETA SYSTEM Elektronik GmbH S. 9 Verstärker Offset, bias level ist der durchschnittliche Wert, den die Kameraelektronik einem Pixel gibt, wenn kein Signal gemessen wird dies ist idealerweise ein Dunkelbild mit einer Belichtungszeit von 0s. Da es sich um einen elektronischen Offset handelt, wird dieser Wert in der Regel von den Messdaten abgezogen.

9 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera 3 Das Ausleserauschen, read-noise bzw. readout-noise besteht aus Fluktuationen des Signals, die durch die Elektronik beim Auslesen entstehen. Das Ausleserauschen kann als Standardabweichung in Einheiten von ADU (analog digital units) pro Pixel oder Elektronen pro Pixel bestimmt werden. Zur Konvertierung von ADU zu Elektronen wird der Kamera-Verstärkungsfaktor benötigt (siehe weiter unten). Der Dunkelstrom, dark-current entsteht durch Elektronen, die aufgrund der Wärme des Chips (thermisches Rauschen, Fermiverteilung, Boltzmannverteilung) vom Valenz- ins Leitungsband übergehen und so zum zu messenden Signal hinzukommen. Das Weißbild, flat-field Aufnahme ist eine Aufnahme bei der die Pixel alle gleich stark bei einer Wellenlänge oder mit Weißlicht beleuchtet werden. Hier werden die Unterschiede der Empfindlichkeit der einzelnen Pixel sichtbar. Das Weißbild ist somit die direkte Beschreibung dieser Eigenschaft der Pixel. Das Weisßbild zeigt gerade in der Astronomie mit ihren sehr kontrastarmen Objekten oft noch weitere, unerwnschte, Strukturen auf. Diese können beispielsweise durch Staub auf Eintrittsfenstern oder Spiegeln oder auf dem Detektor selbst verursacht sein. Die Kamera-Verstärkung, system gain beschreibt das Verhältnis zwischen den Photoelektronen, die gemessen werden und dem Signal in ADU, das man am Computer erhält. Das Signal-zu-Rausch-Verhältnis, signal to noise ratio, SNR charakterisiert die Qualität eines Bildes. Die letzten zwei Werte sind besonders wichtig. Die Kamera-Verstärkung (system gain) stellt die Verbindung zwischen einer reinen Zahl, die sich aus der A/D-Umwandlung ergibt, und der physikalisch interessanten Anzahl der Elektronen her. Kennt man zusätzlich noch die Quanteneffizienz des Detektors und die Wellenlänge bei der beobachtet wurde, so sind auch die Zahl der Photonen, die von einem Pixel absorbiert wurden bekannt. Das Signal-zu-Rausch-Verhältnis, SNR, will man so groß wie möglich halten und muss somit wissen wie es sich bei der Datenverarbeitung verhält und wie man es verringern kann.

10 4 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera 3 Im Versuch zu bestimmende Charakteristika der CCD Kamera 3. Elektronischer Offset, bias level Der elektronische Offset läßt sich mit dem Kommando OFS (serial cmd) auf verschiedene Werte einstellen. Dieser Wert sollte so eingestellt werden, daß in etwa 00 ADU bei einer Offset-Aufnahme gemessen werden. Dieser Wert, der auf alle Pixel addiert wird, verhindert negative Werte die durch das Ausleserauschen verursacht werden. Der Offset sollte insbesondere bei Änderungen der Kamera Verstärkung überprüft werden. 3.2 Linearität, linearity Über einen großen Bereich erzeugen doppelt soviele Photonen ein doppelt so starkes Ausganssignal. Die gemessene Ladungsmenge ist direkt proportional zur Strahlungsintensität. Es ist somit nicht nötig, wie bei der Auswertung von Photoplatten oder Film eine Schwärzungskurve zu erstellen. Diese Eigenschaft ermöglicht den direkten Vergleich der Helligkeit zweier Quellen in einem Bild. 3.3 Ausleserauschen, read-noise Das Ausleserauschen ist bei geringem Signal ein beträchtlicher Anteil des Gesamtrauschens. Es ist unabhängig von der Belichtungszeit und dem Signal, solange nicht die Sättigung erreicht wird, da es aus dem Auslesevorgang hervorgeht - wie der Name schon sagt. Ein typischer Wert ist einige Elektronen (Standardabweichung, rms) pro Pixel. 3.4 Dunkelstrom, dark-current Durch ihre thermische Bewegung haben immer wieder einige Elektronen im Silizium des CCDs genug Energie um die Potentialdifferenz (Bandlücke:. ev) zu überwinden und sich zusammen mit den Photoelektronen anzusammeln. Dies ergibt einen zusätzlichen Strom, der auch ohne Photoneneinfall auftritt: den Dunkelstrom. Da die thermischen Elektronen im Mittel mit einer konstanten Rate entstehen, die unabhängig von der Lichtstärke und der Belichtungszeit ist, ist der Dunkelstrom proportional zur Belichtungszeit, da die Elektronen über diese Zeit gesammelt werden. Der Dunkelstrom ist extrem temperaturabhängig. Er verhält sich wie S dark (T )[e /px/s] = R C Ap T.5 exp( E g /2kT ) () T = Temperatur [K] R = Dunkelstromrate in [na/cm 2 ] bei T=300K C = 2.5E5 (Umrechungsfaktor in die angegebenen Einheiten) Ap = Fläche des Pixels [cm 2 ] E g = Siliziumbandlücke bei der Temperatur T in [ev] E g = (7.02E-4 T 2 )/(08. + T) k = Boltzmannkonstante = 8.62E-5 ev/k Wird der Dunkelstrom eines CCD-Detektors bei 300 K beispielsweise mit pa/cm 2 angegeben, kann wie folgt in Elektronen pro Sekunde und Quadratmikrometer umgerechnet werden: pa/(0 4 µm) 2 = 0 2 ( ) e /s/0 8 µm 2 = e /s/µm 2. Bei einem Detektorpixel mit der Fläche von 6.7µm 6.7µm = µm 2 erhält man einen Wert von 2.8 Elektronen pro Sekunde und Pixel. Dies ist schon ein sehr guter Wert. Will man mit dem CCD-Detektor lange integrieren (einige 000 Sekunden), kann normalerweise auf eine gute Kühlung bei einer CCD-Kamera nicht verzichtet werden. Dies kann beispielsweise eine Peltier-Kühlung sein. Es ist aber auch nicht selten, dass man Wasser statt Luft kühlung verwendet oder sogar eine direkte Kühlung mit flüssigem Stickstoff oder Helium (speziell im Infrarotbereich) findet. Bei einer Temperatur von T=220K verringert sich der Dunkelstrom auf.7e-4 Elektronen pro Sekunde und Pixel. Letztlich hängt der Dunkelstrom auch vom Betriebsmodus der Kamera ab. Der im Praktikum verwendete Sony Detektor hat selbst bei Raumtemperatur einen sehr geringen Dunkelstrom (siehe Abbildung 3).

11 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera Dunkelstrom von CCD - Bildsensoren 5 Electrons/s*pixel Darksignal,E+05 TH7863/83 CCD05xx,E+04,E+03 FT00, FT8,E+02,E+0 ICX085,E+00,E-0,E Temperatur ( C) Der Dunkelstrom von CCD-Sensoren ist sehr stark abhängig vom Sensortyp: Konventionelle Sensoren haben einen hohen Dunkelstrom. Bei Sensoren vom Typ FT8 und MPP-Sensoren ist der Dunkelstrom um zwei Größenordnungen niedriger. HAD-Sensoren haben nochmal einen um einen Faktor 50 niegrigeren Dunkelstrom. Abbildung 3: Dunkelströme verschiedener CCD Detektoren - Quelle Theta System Elektronik GmbH THETA SYSTEM Elektronik GmbH S Kamera-Verstärkung, system gain Die Kamera-Verstärkung auch system gain genannt, gibt an, wie viele Elektronen durch eine Analog Digital Einheit (ADU) repräsentiert wird. Hat die Kamera beispielsweise einen 2-Bit Analog/Digital-Konverter (ADC), stellt man den system gain so ein, dass der analoge Meßbereich eines Pixels (full well capacity, full well depth) möglichst vollständig digital abgedeckt wird. Beispiel: liegt das Ausleserauschen des CCD-Detektors bei ca. 0 Elektronen und es steht ein 2-Bit ADC zur Verfügung, setzt man den system gain auf 5 0 Elektronen pro ADU um das Rauschen nicht zu fein abzutasten. Damit liegt der analoge Messbereich zwischen und Elektronen. Zur Bestimmung des system gain wird die Photonen-Transferkurve benutzt. Diese stellt das gemessene Detektor-Signal über der Varianz des Signals für verschiedene Lichtstärken dar. Dabei müssen Flat-field-Effekte korrigiert werden. Der system gain ist die Steigung des linearen Teils der Kurve. Mehr zum system gain - insbesondere die mathematischen Grundlagen - kann man in einem Artikel von Michael Newberry im Anhang C (in englisch) nachlesen. 3.6 Signal-zu-Rausch Verhältnis, signal-to-noise-ratio, SNR Wenn das Signal-zu-Rausch Verhältnis klein ist, wird das Signal stark durch das Rauschen beeinflusst. Der prozentuale Fehler gewonnener Messwerte ist größer, ihre Qualität somit schlechter. Besonders bei schwachen Quellen ist es daher nötig, schon bei der Belichtung für ein möglichst großes SNR zu sorgen, beispielsweise durch lange Integrationszeiten. Dies wird näher in dem Abschnitt Erstellen einer Aufnahme beschrieben. 3.7 Weißfeld, flat-field Flat-field-Effekte können schnell den Fehler des Signals dominieren, da sie proportional zum Signal anwachsen und sich nicht nur wie das Poissonrauschen der Photonen wie Signal verhalten. Deswegen ist ihre Korrektur wichtig. Mehr dazu ebenfalls im Abschnitt Erstellen einer Aufnahme.

12 6 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera 4 Details zu den Messungen der Eigenschaften der CCD-Kamera Viele Messungen, die mit der CCD-Kamera gemacht werden, sollten im Dunkeln geschehen, da die Kamera auf jedes Licht sehr empfindlich reagiert. Als Lichtquellen stehen eine Diodenlaser und eine spezielle LED Flat-field Lampe zur Verfügung. Wie diese angesteuert und benutzt werden, erfahren Sie vom Betreuer. Achtung: Auf gar keinen Fall mit dem Auge direkt in das Laserlicht sehen. 4. Elektronischer Offset, bias level Die Aufnahmen für das Ausleserauschen (siehe weiter unten) knnen zur Bestimmung des elektronischen Offsets genutzt werden. Hierzu berechnen Sie das Mittel über alle Pixel der sechs Aufnahmen (siehe Ausleserauschen weiter unte). Achten Sie darauf, dass es keine Pixel mit Wert 0 gibt. 4.2 Linearität, linearity Die Linearität wird gemessen, indem bei konstanter Beleuchtung des CCD-Detektors die Belichtungszeit t exp mit dem Kommando EXP im Programm serial cmd variiert und das Signal über t exp aufträgt. Stellen Sie die Flat-field Lampe ein und suchen sie eine Lichtstärke, so dass Sie zu kurzen Belichtungszeiten praktisch nur Rauschen sehen und bei nicht zu grossen Zeiten ein gesättigtes Bild erhalten. Machen Sie in diesem Bereich von Belichtungszeiten verteilt ca. 0 bis 20 Bilder. Nehmen Sie auf jeden Fall auch ein Bild mit EXP 0 (kann verschiedenen Zeitdauern entsprechen) auf. Suchen Sie sich einen Ausschnitt des Chips von 0 x 0 Pixeln in dem es auf keinem Bild offensichtliche Fehler gibt (heisse Pixel, schlechte/defekte Pixel, kosmische Strahlung u.s.w.). Es wird nun das Mittel <S> über diese Region gebildet. Da der Dunkelstrom sich linear verhält und der Offset konstant ist, brauchen diese nicht abgezogen werden, um nun in einem Diagramm mit dem Mittel <S> über der Belichtungszeit aufgetragen die Linearität festzustellen. Erstellen Sie so einen Graphen. Stellen Sie fest, bei welchem Wert Ihrer Messung Sättigung (wieviel ADU) eintritt. Was können Sie daraus über die Kapazität eines Pixels aussagen? Was zeigt sich nach der Mittelwertbildung in Bezug auf das Rauschen und das Signal bei den kurzen Belichtungen? Welche Perspektiven bieten sich für extrem lichtschwache Beobachtungsobjekte, wenn man das Rauschen durch Addieren vieler Bilder entfernen würde? 4.3 Ausleserauschen, read-noise Um das Ausleserauschen zu messen, müssen Bilder ohne Photonenrauschen, Rauschen von thermischen Elekronen (Dunkelstrom) und Flat-field-Effekten gemacht werden bzw. müssen diese Effekte korrigiert werden. Stellen sie die Lichtquelle ab und versichern sie sich, dass an die Kamera kein Licht kommt. Dazu kann ein lichtdichter Verschluss auf die Kamera geschraubt werden. Erstellen Sie 6 Darks mit minimaler Belichtungszeit (EXP 0). Subtrahieren sie zwei Aufnahmen voneinander. Was bringt dieser Schritt? Wählen Sie wieder einen Ausschnitt von 0 x 0 Pixeln, in dem in den beiden Aufnahmen keine offensichtlichen Defekte waren, und erstellen sie damit ein Histogram. Bestimmen sie die Standardabweichung der Pixelwerte (siehe auch Abschnitt 5.2, Parameter R). Bei Annahme einer Gauss-Verteilung: Welchen Wert erhält man, wenn man diesen Wert durch 2 teilt? Wiederholen sie dieses mit den zwei weiteren Paaren von Bildern. Bestimmen sie aus den drei Werten das Mittel samt Fehler. 4.4 Dunkelstrom, dark-current Hier ist die Dunkelheit während der Belichtung besonders wichtig. Machen sie zehn Dunkelaufnahmen mit Belichtungszeiten gleichmäßig verteilt zwischen EXP 0 und EXP 3FF (entspricht 023 Zeiteinheiten, im NFR Modus somit ca. 85 Sekunden). Sehr lange Belichtungszeiten können im Modus Ultra Long Exposures (ULT) aufgenommen werden (siehe dazu auch das DVC Manual). Suchen sie sich wieder ein Quadrat mit 0 Pixel Seitenlänge ohne Defekte auf den Aufnahmen und bilden sie von jedem Bild dort das Mittel. Erstellen Sie einen Graphen mit den Mittelwerten über den Belichtungszeiten. Bestimmen sie den Geradenfit. Geben Sie den Dunkelstrom an. Für welche Belichtungszeiten ist der Dunkelstrom vernachlässigbar?

13 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera Kamera-Verstärkung, system gain Hier erstellen Sie nun die Photonentransferkurve für das CCD. Dazu stellen Sie die Flat-field Lampe vorsichtig auf maximale Leistung und wählen eine Belichtungszeit, so dass das Bild fast gesättigt ist. Machen Sie zwei Bilder bei dieser Lichtstärke, stellen Sie eine niedrigere Lichtstärke ein und machen Sie wieder zwei Bilder bei gleicher Belichtungszeit. Wiederholen Sie das so oft und mit so gewählten Lichtstärken, dass man in der Photonentransferkurve später die Sättigung, die Linearität des Poissonrauschen und den Effekt des Systemrauschens erkennen kann. Bezeichnen Sie jeweils die Paare der Aufnahmen mit gleicher Lichtstärke als Bild A und B. Überlegen Sie vorher, ob eine Dunkelstrom und Offset-Korrektur zu berücksichtigen sind. Suchen Sie sich wieder ein Quadrat mit 0 Pixel Seitenlänge ohne Defekte auf den Aufnahmen und bilden sie von jedem Bild dort das Mittel < S >. Korrigieren Sie Abweichungen zwischen den Bilderpaaren im mittleren Signal, indem Sie jeweils das Bild B mit dem Verhältnis <S(A)> / <S(B)> multiplizieren. Subtrahieren Sie B von A. Welche Effekte fallen hier heraus? Was ist die Varianz des entstandenen Bild? Erstellen Sie die Photonentransferkurve, d.h. tragen Sie die ermittelten Mittelwerte gegen die Varianz auf. Berechnen Sie den System Gain in Elektronen pro ADU. Erklären Sie, falls vorhanden, die nicht-linearen Teile der Kurve. Geben Sie jetzt alle Werte, die Sie bis hierhin in ADU gemessen haben, in Anzahl der Elektronen an.

14 8 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera 5 Erstellen einer Aufnahme Die Überschrift klingt ziemlich trivial, aber, wenn man an die Aufnahme den Anspruch stellt, ein möglichst gutes Ergebnis zur weiteren wissenschaftlichen Auswertung zu erlangen, verändert sich die Aufgabe vom bloßen Abspeichern einer einzigen Aufnahme (Snapshot) zum aufwendigen Anfertigen von mehreren Bildern des Beobachtungsobjektes und mehreren Dark- und Flat-field-Aufnahmen und deren Verarbeitung. Dieser Abschnitt soll sowohl einen Eindruck des Entstehens einer astronomischen Aufnahme vermitteln, als auch und insbesondere den Begriff des Signal-Rausch-Verhältnisses vertiefen. 5. Die Belichtungszeit Die erste Aufgabe ist die richtige Belichtungszeit zu finden. Diese kann man aus dem Photonfluss vom Beobachtungsobjekt und den Daten der CCD-Kamera errechnen, so dass man nicht die kostbare Zeit am Instrument mit ausprobieren verschwenden muss. Dazu ist es wichtig ein paar Grenzbedingungen zu beachten: Das Signal vom Beobachtungsobjekt bzw. der in ihm interessante Bereich sollte überall ein gutes Stück von der Sättigung des CCD entfernt liegen. Andernfalls riskiert man in einen nicht mehr linearen Bereich zu sein, und dass vielleicht einige Pixel, die etwas heller sind als erwartet, schon gesättigt sind. Aus diesen könnte man keine Informationen mehr erhalten. Die Belichtung sollte so lang sein, dass das Poissonrauschen der Photonen über das Ausleserauschen dominiert. Erst dann ist es sinnvoll mehrere Aufnahmen zu kombinieren und so die Bildqualität zu verbessern. So kann man dann eine Qualität erreichen, die wegen der Sättigungsgrenze mit einer einzelnen Aufnahme nicht möglich ist. Mehr dazu weiter unten. Innerhalb dieses Intervalls sollte man dann eine möglichst lange Belichtungszeit anstreben, damit im Einzelbild SNR möglichst groß gehalten wird. Die Flat-field-Effekte, heisse bzw. schlechte/defekte Pixel und der Dunkelstrom werden korrigiert und des Ausleserauschen ist ein vernachlässigbar kleiner Anteil. Also rechtfertigt folgende Überlegung zum Poissonrauschen der Photonen diese Behauptung: Das Poissonrauschen ist proportional zu S, also ist das dadurch verursachte SNR auch proportional zu S. 5.2 Signal-zu-Rausch-Verhältnis, signal to noise ratio, SNR Jetzt stellt sich die Frage, wieviele Bilder idealerweise kombiniert werden sollen. Dazu muss man das SNR abschätzen. Dabei gibt es auch Quellen, die man nicht beeinflussen kann und die lange vor der Beobachtungszeit nicht vorhersagbar sind wie beispielsweise in der Astronomie der Himmelshintergrund, der mit dem Signal überlagert. Das Signal im Rohbild S ist die Summe des Signals vom Beobachtungsobjekt s obj, dem Dunkelstrom s dark und dem Himmelshintergrund (sky background s) s sky : S = s obj + s dark + s sky (2) Das Rauschen des Rohbildes N ergibt sich aus den statistisch unabhängigen Rauschquellen Ausleserauschen R, Poissonrauschen des Beobachtungsobjektes, des Dunkelstromes und des Himmelhintergrundes σ p und den Flat-field Effekten σ f wie folgt: N 2 = R 2 + σ 2 2 p + σ f (3) Als SNR ergibt sich dann unter Berücksichtigung der Signalabhängigkeiten der Rauschquellen: SNR = s obj + s dark + s sky R2 + σ p2 + σ 2 f = s obj + s dark + s sky R2 + s obj + s dark + s sky + σ f 2 (4) Da aber die flat-field Effekte (im Gegensatz zum Dunkelstrom) ein festes Muster haben und nicht zufällig sind, kann diese Rauschquelle in der Datenverarbeitung entfernt werden. Somit ergibt sich das für uns relevante SNR ohne flat-field Effekte der Einzelaufnahme als: (SNR) ohneflat fieldeffekte = s obj + s dark + s sky R2 + s obj + s dark + s sky (5)

15 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera 9 Hat man nun dieses SNR mit dem errechneten Fluss vom Beobachtungsobjekt, dem Ausleserauschen und dem Dunkelstrom aus dem Datenblatt der Kamera und dem erwarteten Himmelshintergrund errechnet und auch die weiter unten beschriebenen Effekte der Datenverarbeitung berücksichtigt, kann man diesen Wert mit dem Kehrwert der benötigten prozentualen Genauigkeit der zumessenden Helligkeiten vergleichen und so sich für eine Anzahl n der Aufnahmen entscheiden, so dass die bei der Kombination entstehende Aufnahme die benötigte Qualität mit ihrer signal-to-noise-ratio nsnr erreicht. Um diese Vorgehensweise zu untermauern, wird das SNR einer Aufnahme S, die durch Kombination von n Aufnahmen mit einer Belichtungszeit t enstanden ist, mit einer Aufnahme S 2 mit einer Belichtungszeit n t verglichen. Für beide Aufnahmen sollen die zwei ersten Bedingungen für die Belichtungszeit, wie oben beschrieben, erfüllt sein. Ist das Signal einer der kurzen Aufnahmen S short, so haben die beiden Aufnahmen die Signale: S = n S short = ns short (6) S 2 = ns short (7) Das Poissonrauschen ergibt sich als N = S short = ns short (8) n N 2 = S 2 = ns short (9) Die Werte für das SNR sind in beiden Fällen gleich. Zum Vergleich ist nun der Fall interessant, bei dem das Ausleserauschen R bei den kurzen Aufnahmen im Vergleich zum Gesamtrauschen nicht vernachlässigbar klein ist (diesen Fall nennt man Auslesrauschen limitiert bzw. read-noise limited). Das bedeutet Sshort << R << ns short. (0) Dann ergibt sich folgender Term für N : N = (S short + R 2 ) nr 2 () n Daraus erhält man unter Beachtung von S 2 /N 2 = ns short : S N = ns short Sshort R = S 2 N 2 Sshort R << S 2 N 2. (2) Es ist also wichtig in den einzelnen Aufnahmen den Anteil des Ausleserauschens am Gesamtrauschen möglichst klein zu halten. 5.3 Der Weg zum Bild Jetzt können endlich die Aufnahmen erstellt werden. das Beobachtungsobjekt wird n mal mit der Belichtungszeit t aufgenommen. Außerdem werden noch mindestens fünf Darks mit der gleichen Belichtungszeit t und einige Flat-field- Aufnahmen gemacht. Für die Flat-field-Aufnahmen ist es wichtig die Kamera gleichmäßig auszuleuchten und dann Bilder mit den oben beschriebenen Bedingungen an die Belichtungszeit zu machen. Es wird jeweils das Mittel aus den Aufnahmen, den Flatfields und den Darks genommen, d.h. sie werden addiert und durch ihre Anzahl geteilt es wird nicht das Mittel über die Pixel genommen. Dabei sollte man bei den Darks auf sehr helle Pixel (oft verursacht durch kosmische Strahlung) achten und diese entfernen (Bildbearbeitungssofware). Die Formel für das endgültige Bild lautet nun: Mittel über die P ixel(< F latfield >) Bild = (< Aufnahmen > < Darks >) < F latfield > (3)

16 0 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera Durch das Abziehen des Darks werden elektronischer Offset, Dunkelstrom und heisse bzw. schlechte/ defekte Pixel aus dem Signal entfernt. Der Quotient aus Flatfield und dem Mittel der Signale seiner Pixel stellt die Abweichungen der Empfindlichkeit der Pixel vom Mittelwert dar: ein Pixel, das wie das Mittel empfindlich ist, hat den Wert, ein empfindlicheres einen Wert > und ein weniger empfindliches einen Wert <. Wenn man nun dadurch teilt, werden die Flatfield-Effekte korrigiert. Man erhält das Ergebnis: das fertige Bild. 5.4 Die Fortpflanzung des SNR Nun bleibt noch die Effekte der letzten Rechenschritte auf das Signal-Rausch-Verhältnis zu diskutieren. Wenn man von einer Aufnahme mit signal to noise ratio s obj /N o ein Dark mit s dark /N d abzieht, dann ergibt sich daraus S od /N od = s obj s dark N 2 o + N 2 d (4) Wenn das Dunkelbild also kein sehr gutes s dark /N d hat, verschlechtert sich durch diesen Schritt s obj /N o beträchtlich. Man muss also durch Mittelung mehrerer Darks diesen Wert vergrößern. Mit jeder Vervierfachung der Anzahl der Darks verdoppelt sich s dark /N d. Es ist hier also gefragt zwischen Aufwand und Verbesserung abzuwägen. Bei der Flat-field-Methode bringt das dividieren durch das Flat-field eine Verschlechterung von SNR mit sich. Das Multiplizieren mit dem konstanten Mittelwert über die Pixel des Flat-fields verändert dagegen diesen Wert nicht. Hat die Aufnahme wiederum s obj /N o und das Flat-field S f /N f, so ergibt sich nach der Division S of /N of = ( s obj /S f ) 2 ( ) = 2 sobj S f N o + N S 2 f f ( ) 2 ( ) (5) 2 N o Nf s obj + S f Hier sieht man eine noch größere Signifikanz eines großem S f /N f. Typischerweise sollte dieser Wert viel gößer als 00 sein, wenn nicht sogar größer als 000. Für die Mittelung mehrerer Flat-field gilt natürlich das gleiche wie bei den Darks. 5.5 Aufgabe Schrauben Sie die Kamera aus ihrer Halterung. Befestigen Sie ein Objektiv an der CCD-Kamera. An ihm können Sie den Fokus und die Blende verstellen. Suchen Sie sich ein Objekt, das Sie aufnehmen wollen (z.b. den Versuchsaufbau oder sich selbst), verdunkeln Sie den Raum und machen Sie eine Aufnahme wie in diesem Abschnitt beschrieben. Natürlich haben Sie hier die Möglichkeit die richtige Belichtungszeit durch Ausprobieren zu finden und machen das auch statt ihrer Berechnung. Da Sie kein wissenschaftliches Ziel mit dieser Aufnahme verfolgen, haben Sie auch keinen bestimmten Qualitätsanspruch an das Bild. Nehmen Sie einfach drei Bilder, Darks und Flat-fields auf. Stellen Sie für das Flat-field die Lampe vor das Objektiv, so dass die helle Fläche das Bild ausfüllt. Vergleichen Sie ein Einzelbild mit der Kombination der drei Bilder, dem Ergebnis nach der Dunkelkorrektur und dem Ergebnis nach der Flat-field-Korrektur.

17 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera 6 Software zum Auslesen und Betreiben der CCD-Kamera Um auf die Kamera zuzugreifen, muss man sich auf den Rechner aopc begeben und sich unter dem Account fprakt einloggen. Das Passwort erfahren Sie vom Betreuer. Starten Sie eine Terminalshell und öffnen Sie darin am besten mehrere Sessions. In einer Session starten Sie aus dem Hauptverzeichnis heraus das Kommando./load nframes32. Damit wird die Kamera in den nframes modus gebracht. In diesem Betriebsmodus beträgt die Dauer einer Belichtungseinheit /2 Sekunde. Danach muss der Kameraserver mit dem Kommando start dvc server gestartet werden. Der Server erlaubt die Kommunikation mit der Kamera direkt aus dem Program IDL heraus. Der Kameraserver kann mit dem Kommando stop dvc server beendet werden. In einer weiteren Session starten Sie das Programm serial cmd. Dieses Programm erlaubt Statusabfragen als auch Parameteränderungen der Kamera vorzunehmen. In einer dritten Session wechseln Sie in ein vorher neu angelegtes Verzeichnis z.b. $HOME/2 APR 20 und starten dort das Programm idl. Innerhalb dieses Programms können nun Daten visualisiert werden, die mit der CCD-Kamera aufgenommen werden. Das IDL Programm live 32 zeigt beispielsweise ein Live-Bild der Kamera auf dem Bildschirm und gibt gleichzeitig weitere Informationen des aktuellen Bildes als Zahlen aus. Zum Aufnehmen und Abspeichern einzelner Bilder empfiehlt es sich in einer vierten Session das Programm idl ein weiteres Mal zu starten. Bevor einzeln Bilder aufgenommen werden können, muß das IDL Programm live 32 mit CTRL-C abgebrochen werden. Danach auf jeden Fall das IDL Kommando retall eingeben. Das IDL Programm zum Aufnehmen einzelner Bilder wird mit dvcbild=read 32(TIMEOUT=n) gestartet. Die Variable TIMEOUT spezifiziert wie lange die Software maximal auf ein Bild wartet. Das TIMEOUT wird in Millisekunden angegeben. Der Defaultwert ist 000. Danach kann es beispielsweise mit dem Kommando atv,dvcbild angezeigt werden oder mit dem Kommando writefits, meindvcbild.fits,dvcbild als FITS-Datei abgespeichert werden. Die IDL Software ist zur weiteren Bildverarbeitung bestens geeignet. Eine kurze Zusammenfassung der wichtigsten Befehle befindet sich im Anhang A.

18 2 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera Typische Spezifikationen von CCD-Kameras 7 Daten des CCD-Detektors ICX085 CCD Image Sensor FF=Full frame, FT=FrameTransfer TH7863 FT TH7883 FF TH789x FF 085 IT 205 IT FT8 FT FT00 FT CCD05-20 FF / FT CCD Manufacturer Thomson Thomson Thomson Sony Sony Philips Philips EEV EEV CCD05-30 FF / FT Pixel size, µm 23 x x 23 9,5 x 9,5 6.7 x x x x x x 22.5 Active area, H x V mm 8.8 x x x ,6 x 6,9 6,4 x 4,8 7.7 x x x x x x 3.0 Image diagonal mm / / 30.8 Aspect ratio 4 : 3 2 : 3 4 : 3 4 : 3 4 : 3 : : Active pixel, columns/lines, I = interlace, P = progressive 384 x x x x x 024 P 024 x 024 I 024 x 2048 P 024 x 024 I 024 x 2048 FF 2 : 3 FT 4 : 3 FF 770 x 52 FT 770 x 576 FF :. FT : 2. FF 242 x 52 FT 242 x 576 Full Well capacity, FW pixel e - >,200,000 >,200, ,000 25,000 25,000 00, , , ,000 Read-out noise, rms e Dynamic range > 6,000 : > 6,000 : 4,400 : 3,25 : 3,25 :,000 : 5,500 : 0,000 : 0,000 : Dark current, pixel, 25 C e - /s 32,000 32,000 7, ,000 2,000 FW / Dark current, 25 C s , Quantum Efficiency, peak % () 50 () Total electron capacity be FF 486 / FT 283 FF 858 / FT 428 Total noise electrons ke FF 58 / FT 29 FF 93 / FT 47 Binning vert. vert. hor., vert. hor., vert. hor., vert. hor., vert. hor., vert. hor., vert hor., vert Antiblooming, x FW >,000 >,000 >, Frame rate, full images/s Hz FF.5 FT 3 FF FT 2 Abbildung 4: Daten verschiedener CCD Detektoren - Quelle Theta System Elektronik GmbH die Spalte unter 085 beschreibt den Interline Transfer (IT) Detektor ICX085 der Fa. Sony. Scan rate, A/D conversion MHz 2.2, 4 bit 2.2, 4 bit 2.5, 2 bit 2.2, 4 bit 2.2, 4 bit 2.2, 4 bit 2.2, 4 bit 2.2, 4 bit 2.2, 4 bit SIS System SC90 SC94 Camelia SC99/085 SC99/205 SC97/ph8 SC97/ph00 SC95/eev20 SC95/eev30 THETA SYSTEM Elektronik GmbH S. 4

19 A Anhang A - Liste einiger nützlicher IDL Befehle und Programme General commands? displays extensive help window for a command syntax :?command example : IDL>? mean displays a new window with extensive help on the mean function HELP displays information about a variable syntax : help, variable example : IDL> a = 3 * 4 IDL> help, a A INT = 2 PRINT displays data on the screen syntax : print,variable example : IDL> a = 3 * 4 IDL> print, a 2 $ executes operation system command syntax : $command example : IDL> $ds9 & starts the fits-viewer program ds9 +, -, *, / fundamental calculations, for an array the operations are carried out element-wise, therefore the arrays have be of the same dimensions syntax : result = variable + variable2 example : IDL> image = (raw - dark) / flat subtracts from each element in the array raw the value of the corresponding element in the array dark, then divides again each element of the resulting array by the corresponding element in the array flat [*,*] extracts sub-array syntax : [x:x2, y:y2] example : IDL> area = dark[50:200,350:400] extracts form the array dark a 50 x 50 array, with the x- coordinates in the range 50 to 200 and the y-coordinates from 350 to 400

20 4 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera Data input & output CD changes the active directory syntax : CD, newdirectory example : IDL> cd, DATA IDL> $ls changes to directory DATA and lists its content read 32() capture and read an image from the DVC 32 camera syntax : v=read 32() example : IDL> dvcimage=read 32() IDL> atv, dvcimage display captured image with the atv program live 32 capture and display images of the DVC32 camera syntax : live 32 example : IDL> live 32 IDL> CTRL-C stops live 32 capture and display images of the DVC32 camera print statistical information of the acquired images READFITS read data from fits files syntax : result = readfits(filename) example : IDL> dark = readfits( dark.fits ) % READFITS: Now reading 280 by 024 array reads the file dark.fits into the array dark WRITEFITS writes data into a fits file syntax : writefits, filename, variable Data display example : IDL> writefits, dark.fits, dark writes the array dark into the file dark.fits TV, TVSCL TV simply plots an array as an image, TVSCL scales the values of the image into the range of the display output syntax : TV, array TVSCL, array example : IDL> tv, dark plots the array dark as an image

21 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera 5 CONGRID expands or shrinks the size of an image by an arbitrary amount syntax : result = congrid(array, new x size, new y size) example : IDL> zoom = congrid(dark[00:50, 200:250], 00, 50) IDL> tvscl, zoom extracts from the array dark a subarray with the dimensions 50 50, doubles its size in x-direction (now 00), triples it in y-direction (now 50) and displays this scaled image ATV a more sophisticated tool to display an array as an image syntax : ATV, array Statistical Analysis MEAN calculate the mean value of an array syntax : result = mean(array) example : IDL> mdark = mean(dark) IDL> print, mdark calculates the mean value of the array dark and prints it MEDIAN calculate the median value of an array syntax : result = median(array) example : IDL> med dark = median(dark) IDL> print, med dark calculates the median value of the array dark and prints it STDDEV calculate the standard-deviation of an array syntax : result = stddev(array) example : IDL> noise = stddev(dark) IDL> print, noise calculates the standard-deviation of the array dark and prints it

22 6 Messung der Charakteristika einer CCD-Kamera PLOT, HISTOGRAM plot the histogram for the values of an array syntax : plot, histogram(array, [min=lower cut], [max=upper cut], [binsize=binsize] ) example : IDL> plot, histogram(dark) plots a simple histogram for the values in the array dark IDL> plot, histogram(dark, min=000, max=2000, binsize=2) plots a histogram for the elements with values between 000 and 2000 in the array dark. The elements with values 000 and 00 are plotted at index 0 CAUTION: the numbers below the X-axis may be misleading. These numbers represent the number of the bin (starting at 0) and NOT the value of the elements in the respective bin. If e.g. you have an array with values peaked around 00 and you plot a histogram with min=50 and max=50 your peak will be at 50 and not at 00.

23 B Anhang B - Front und Back Illuminated CCD-Detektoren

24 Front und Back Illuminated CCDs CCDs (Charge Coupled Devices) für wissenschaftliche Anwendung mit großem Dynamikbereich, hoher Empfindlichkeit und geringem Ausleserauschen gibt es seit Ende der 80er Jahre. Sie haben weite Verbreitung in der Spektroskopie und für bildgebende Systeme (Imaging) gefunden. Immer wieder tauchen die Begriffe Front und Back Illuminated CCD auf, dazu Bezeichnungen wie Open Electrode und Deep Depletion. Worin unterscheiden sich diese CCD-Arten? Was sind ihre Vor- und Nachteile? Welches CCDs ist für meine Anwendung am besten geeignet? Front Illuminated CCDs Front Illuminated CCDs mit UV-Beschichtung Um ein Front Illuminated CCD für UV-Licht empfindlich zu machen, kann das CCD mit einem Leuchtstoff beschichtet werden. Einfallende UV-Photonen regen den Leuchtstoff zu Fluoreszenz im grünen Spektralbereich an, wo ein Front Illuminated CCD relativ empfindlich ist. Mit dieser Methode lässt sich eine UV- Quanteneffizienz von etwa 5 % erzielen. Ein Front Illuminated CCD mit UV-Beschichtung kann bis zu einer Wellenlänge von etwa 80 nm einge-setzt werden. Licht kürzerer Wellenlänge wird vom Quarzeingangsfenster des CCD-Detektors absorbiert. Die UV-Beschichtung eines Front Illuminated CCDs ist allerdings nicht die beste Lösung: Photons electrode structures silicon oxide 0-20 µm nur geringe UV-Quanteneffizienz hohe UV-Bestrahlung kann zu einer Schädigung der Beschichtung führen etwas höherer Preis pixel Bulk silicon Photons absorbed below the sensitive region will not form part of the signal 500 µm Eine bessere Alternative ist ein Open Electrode CCD. Ein Front Illuminated CCD besteht aus einem relativ dicken Silizium-Wafer von ca. 500 µm. Die Elektrodenstruktur, die die Siliziumfläche in Pixel (Bildpunkte) unterteilt, befindet sich auf der Frontseite. Andor Technology, führender europäischer Hersteller von 6 Bit CCD-, ICCD- und EMCCD-Detektoren, verwendet CCD-Chips, deren Pixel zwischen 3 µm x 3 µm und 26 µm x 26 µm groß sind. Quanteneffizienz (%) Wellenlänge (nm) Die lichtempfindliche Schicht hat lediglich eine Schichtdicke von etwa 0 µm - 20 µm. Langwelliges Infrarotlicht, das erst unterhalb dieser Schicht vom Silizium absorbiert wird, trägt nicht zum detektierten Signal bei. Licht mit einer Wellenlänge < 400 nm wird vom Elektrodenmaterial (polykristallines Silizium) absorbiert, so dass Front Illuminated CCDs nicht für den UV-Bereich geeignet sind, sondern nur für den visuellen und nahen Infrarot Bereich. Front Illuminated CCDs erreichen eine maximale Quanteneffizienz von etwa 45 % für rotes Licht. Quanteneffizienz von CCDs bei -90 C: FI = Front Illuminated UV = Front Illuminated mit UV-Beschichtung OE = Open Electrode Eine Antireflektionsbeschichtung zur Verminderung der Reflektionsverluste ist aufgrund der Elektrodenstruktur nicht möglich. Ihr Ansprechpartner: Olaf Koschützke. Tel.: koschuetzke@lot-oriel.de LOT-Oriel Gruppe Europa. Im Tiefen See 58. D Darmstadt. Fax:

25 Front und Back Illuminated CCDs Open Electrode CCDs Ein Open Electrode CCD ist im Prinzip ein Front Illuminated CCD, allerdings bedecken die Elektroden nur einen Teil jeden Pixels. Dadurch kann UV-Licht in das Silizium eindringen und absorbiert werden. Dieses CCD-Design erreicht eine Quanteneffizienz von etwa 0 % - 33 % im UV. Auch im visuellen Spektralbereich und im nahen Infrarot ist die Quanteneffizienz besser als die von Front Illuminated CCDs, da die lichtempfindliche Schicht etwas dicker ist. Beim Einsatz von Open Electrode CCDs sind zwei Aspekte zu beachten, die jedoch in der Praxis kaum eine Rolle spielen: Die Kapazität des Pixels reduziert sich. Beträgt die Sättigungsgrenze beim entsprechenden Front Illuminated CCD typisch Elektronen, so sind es beim Open Electrode CCD etwa Elektronen. Werden alle Pixel einer Spalte zusammen ausgelesen (Full Vertical Binning), so ist dies kein Problem, da hierbei die Kapazität des Ausleseregisters, die etwa bei Elektronen liegt, entscheidend ist. Da die Elektrode nur einen Teil des einzelnen Pixels bedeckt, ändert sich besonders für UV-Licht die spektrale Empfindlichkeit entlang des Pixels. Dies muss jedoch nur bei Anwendungen mit extrem hoher spektraler Auflösung berücksichtigt werden, bei der die Spektrallinien schmaler als die Pixelbreite von 26 µm sind. In der Open Electrode Version ist nur ein CCD-Chip mit 024 x 255 Pixeln erhältlich, den Andor in den spektroskopischen 6 Bit CCD-Detektoren DV420-OE, DU420-OE, idus DV420-OE und idus DU420-OE einsetzt. Ein Open Electrode CCD-Chip ist die beste Wahl für die Mehrzahl der spektroskopischen Anwendungen: hohe Quanteneffizienz über einen breiten Spektralbereich von UV bis NIR kein Etaloning Preis günstiger als ein entsprechendes Front Illuminated CCD Back Illuminated CCDs Aus einem Front Illuminated CCD erhält man ein Back Illuminated CCD, in dem man den Silizium-Wafer auf eine Dicke von lediglich 0 µm 20 µm schleift und das CCD umgedreht betreibt. Die Elektroden befinden sich damit auf der Rückseite des CCDs und absorbieren nicht mehr die UV-Strahlung. Um Reflexionsverluste zu minimieren, werden Back Illuminated CCDs mit Antireflexionsbeschichtungen versehen, die für verschiedene Spektralbereiche vom UV bis zum NIR optimiert werden können. Dadurch werden Quanteneffizienzen von über 90 % erreicht. Dies macht Back Illuminated CCDs besonders geeignet für extrem lichtschwache Anwendungen, bei denen es auf jedes Photon ankommt. Verglichen mit Front Illuminated und Open Electrode CCDs haben Back Illuminated CCDs jedoch auch einige Nachteile: etwas größere Inhomogenitäten und höhere Anzahl von defekten Pixeln aufgrund der zusätzlichen Fertigungsprozesse Interferenzstrukturen im NIR-Bereich (Etaloning) ca. 2-fach höherer Dunkelstrom bei gleicher CCD- Kühltemperatur deutlich höherer Preis Quanteneffizienz (%) Wellenlänge (nm) Quanteneffizienz von Back Illuminated CCDs und Deep Depletion CCDs (BR-DD) mit verschiedenen Antireflexionsbeschichtungen bei -90 C Aufgrund des Seitenverhältnisses von 4: sind die CCD-Detektoren der 420-Serie für Imaging-Anwendungen nicht besonders geeignet. 2 Ihr Ansprechpartner: Olaf Koschützke. Tel.: koschuetzke@lot-oriel.de LOT-Oriel Gruppe Europa. Im Tiefen See 58. D Darmstadt. Fax: