DEDEKTÖRLER (ALGILAYICILAR)
AST419 Gözlemsel
Astronomi
Elektromanyetik dalga formundaki enerji akısını ölçülebilir niceliklere çeviren ve kayıt edilmesini sağlayan cihazlardır.
Örneğin ışınım akısını (fotonlar) elektrik sinyallerine (foto elektronlara) çeviren ışıkölçerler (fotometreler) gibi.
Dedektör (Algılayıcı) nedir?
Göz
Fotoğraf Plağı Fotoelektrik Tüp
CCD Yonga
vb.
İdeal Dedektörün Özellikleri
• Bütün dalgaboylarında gelen her fotonu algılayabilen
• Gelen bütün fotonları tek tek sayabilen
• Bu sayının kaydedilip, işlenmesine olanak sağlayan
• Uzun zaman süreleri boyunca kararlı
• Algılayıcı yüzeyi sonsuz geniş
Elektromanyetik Tayf
Gamma ışınlarından radyo dalgalarına kadar olası tüm frekanslardaki (dalgaboylarındaki) elektromanyetik ışınımın (dalgaların) dağılımıdır.
Bu ışınımlar, temel olarak foton-atom etkileşmesi ile ortaya çıkar.
Olabildiğince yüksek duyarlılık altında,
Sinyali olabildiğince kuvvetlendirmek,
Foton akısı ile doğru orantılı yanıt üretmek,
Sinyali olabildiğince kayıpsız kaydetmektir.
Astronomide kullanılan dedektörler
“Zayıf Işık Algılayıcıları”
olarak bilinirler.
Bu cihazlardan temel beklentiler:
Dedektörlerin Karakteristikleri
1. Kuantum Etkinliği
QE = ölçülen foton sayısı/gelen foton sayısı 2. Tayfsal Yanıt
Bir dedektöre farklı dalgaboylarında fakat eş şiddetli yani yeğinliği eşit ışınlar gönderdiğimizde, çıkışında elde edilen yanıt dalgaboyuna göre değişecektir.
3. Doğrusallık
Bir dedektörün çıktı sinyali, gelen ışık miktarıyla doğru
orantılıysa bu dedektör için “doğrusaldır” denir. İdeal
bir dedektör için, gelen foton sayısı ile çıktı sinyali
düzeyinin tüm dalgaboylarında doğrusal orantılı
olması beklenir.
Dedektörlerin Karakteristikleri
4. Dinamik Aralık
Dedektör çıkışında, kayıpsız ölçülebilen maksimum ve minimum sinyal
seviyeleri arasındaki orandır.
Dedektörün en yüksek ve en düşük sinyali eşzamanlı ölçebilme yeteneğini ortaya koyar.
5. Gürültü
İdeal olarak, çıktı sinyali gelen foton
sayısı ile doğru orantılı olmalıdır. Ancak çıktı sinyalinde daima belirsizlikler
olacaktır. Bu belirsizlikler genelde
“Gürültü” olarak adlandırılır.
Bu belirsizlik Sinyal/Gürültü Oranı (S/N)
parametresi ile ölçülür.
Yüksek dinamik aralık özelliği kullanılarak çekilen fotoğraf (sağda)
SİNYAL / GÜRÜLTÜ ORANI
S/N kötü S/N iyi
Sinyal / gürültü oranı (S/N), dedektöre gelen sinyal seviyesi ile gürültü seviyesinin oranıdır.
Gürültü, gökyüzü arkaalanından gelen ışınıma ilaveten ortamın sıcaklığı, aletsel ve çevresel şartlardan oluşan istenmeyen sinyallerin tamamına verilen addır.
S/N oranının yüksek olması, daha kaliteli bir tayf anlamına gelir ve tayftaki daha çok sayıda zayıf çizginin ölçülebilmesini sağlar.
Düşük S/N oranlarında ise, zayıf çizgiler gürültü seviyesinin içerisinde kalarak ondan ayırdedilemezler ve dolayısıyla ölçülemezler.
SİNYAL / GÜRÜLTÜ ORANI
SİNYAL / GÜRÜLTÜ ORANI
Dedektörlerin Karakteristikleri
6. Ayırma Gücü
Bir dedektörün üzerinde oluşan görüntüde iki yakın cismi ayırt edebilme yeteneğidir. Teleskop ve benzeri optik cihazlarla bütünleşik çalışan dedektörlerde hem optik cihazın hem de
dedektörün ayrıma gücü yeteneklerinin bileşkesi bir sonuç ayırma
gücü oluşturur.
GÖZ
• Açıklık: 2 mm – 8 mm (4 mm)
• Etkin dalgaboyu aralığı 4000 – 7000 A
• Kontrast: 100:1 ile 1.000.000:1 arasında
• 300 – 500 Megapiksel
• Odak uzunluğu: ~ 20 mm veya odak oranı F/3.5
• 7 mm için Ayırma gücü: ~ 14 yay saniyesi Burada,
q : Açısal ayırma gücü
l : Gelen ışığın dalgaboyu D : Göz merceğinin çapı
1.22 D
sin λ
θ
Göz’ün Avantaj ve Dezavantajları
Avantajları
- geniş bir tayfsal yanıt - büyük dinamik aralık - yüksek çözünürlük
Dezavantajları
- gelen ışığın çok az bir kesrini algılar
- ışık biriktiremez (1/10 sn’de bir görüntüyü yeniler) - zamanla görüş kalitesi bozulur
- algılanan ışığı kaydedemez
Fotoğraf Plağı
Fotoğrafçılık 1840’lı yıllarda keşfedildi. Ancak 1900’lü yılların başından itibaren astronomide yaygın olarak kullanılmaya başlandı.
Cam üzerine ince gümüş karışımı kaplanmış (AgBr) plakalardan oluşur. Mikron boyutundaki AgBr kristalleri (grenler) bu plakaya bir jelatin emülsiyonla yapışıktır. Bir foton bu kristallere çarptığında:
Gümüş iyonları serbest kalır ve bir elektronla birleşerek bir gümüş atomu oluşturur
Pozlanmış bu gümüş karışımındaki serbest gümüş atomları plaka üzerinde gizli bir görüntü oluşturur.
Gizli görüntüler daha sonra özel solüsyonlarla işlenir (banyo edilir) ve görüntü ortaya çıkarılır.
Br crystal h radiation Ag Br e
Ag ( ) ( )
) (atom Ag
e
Ag
Fotoğraf Plağı
Plak yüzeyindeki ışığa duyarlı gümüşlü kristal tanecikleri (grenler), jelatin emülsyonda rasgele dağılmışlar.
Gren boyutları da rasgele dağılım gösterir.
Daha büyük tanecikler daha fazla foton toplamakla sorumlu iken,
Küçük tanecikler daha iyi bir çözünürlük elde etmekle sorumludurlar.
Fotoğraf Plağı
M31 -Andromeda Gökadası: Brad Wallis ve Robert Provin, 100x130 mm Kodak Tech Pan Plak, 2 saat poz süresi, 15 cm açıklık f/7.5 mercekli teleskop
Fotoelektrik Olay
KE
e= E
foton– W = h – h o
Burada KE
efotoelektronun kinetik enerjisi, W metal’in eşik enerjisi veya iş fonksiyonu, h Planck sabiti ve gelen fotonun frekansıdır.
Bir kaynaktan yayılan elektromanyetik dalganın, bir madde (katı, sıvı veya gaz metal veya ametaller) yüzeyine çarpması sonucu maddeden elektron yayınlanması olayıdır.
Maddeden yayınlanan bu elektronlar
“fotoelektron”
olarak adlandırılır.
Bir foton iletken bir yüzeye çarptığında sahip olduğu enerji metalin eşik enerji değerinden büyükse, o yüzeyden bir elektron koparır.
Kopan fotoelektronun sahip olacağı kinetik enerji aşağıdaki eşitlikle verilir.
Fotonlar (E=h)
Fotokatlandırıcı (Fotoelektrik Tüp)
Fotoelektrik Fotometre ile Gözlemler
CCD Dedektörler
CCD’nin ışığa duyarlı görüntü alanı teleskobun odak düzlemi ile çakıştırılır.
Böylece bir elektrik yük
deseninden oluşan görüntü elde edilir.
Poz süresi sonunda bu desen, yonga üzerindeki seri kayıt birimi yoluyla, pikseller olarak aktarılır.
Dış ortamla elektrik bağlantıları seri bağ birimleri ve yonganın çevresindeki ince altın tellerle sağlanır.
Bağlantı uçları Altın bağ telleri Bağlantı birimleri
Silikon yonga Metal,seramik ya da plastik paket Görüntü alanı
Seri kayıt birimi
Yonganın yükseltici birimi
CCD’nin Yapısı
Kesit
Elektrot Yalıtıcı oksit n-türü silikon p-türü silikon
Bu tür CCD’ler üretimlerinde, katman üretim teknikleri kullanılması nedeniyle ucuzdur.
Genel görüntüleme amaçlı uygulamalar için kullanılır. Tüm fotonların algılanamamasına karşın, bu aletler yine de fotoğraf filmlerinden daha duyarlıdırlar.
Işığın yüzey elektrotları tarafından soğurulması ve yansıtılması nedeniyle düşük bir Kuantum Etkinliği'ne sahiptirler. Mavi bölgedeki duyarlıkları kötüdür. Elektrot yapısı, verimliliği arttıracak olan yansıma-engelleyici kaplama yapılmasını engeller.
Sınırlı maddi olanağı olan amatör gökbilimciler, kalın CCD'leri kullanmayı düşünebilir.
Profesyonel gözlemevlerinde büyük bir gözlem aracını çalışır durumda tutmak için yapılan harcamalar, algılayıcıların olası en büyük duyarlıkta olmasını gerektirmektedir;
buralarda kalın önden-aydınlatmalı yongalar genelde kullanılmaz.
n-türü silikon (elektron fazla) p-türü silikon (elektron az)
Silikon dioksityalıtım katmanı Polisilikon elektrotlar
Gelenfotonlar
625 mm
Yansıyan fotonlar
Kalın, Önden-aydınlatmalı CCD
p-türü silikon katman mekanik ve kimyasal yolla aşındırılarak yaklaşık 15 mikron kadar bir kalınlığa düşürülür. Işık arkadan girer ve böylece elektrotlar fotonları engellemez. Bu yolla Kuantum Etkinliği %100’lere ulaşabilir ve çok düşük ışığa duyarlı hale gelir.
Yonga üretim teknikleri açısından “inceltme işlemi” sıradan bir işlem değildir, seri imalat sırasında yapılamaz. Dolayısıyla çok pahalıdır. İnceltilmiş CCD'ler yakın kırmızı-öte için neredeyse saydamdır ve kırmızı duyarlığı kötüdür. Duyarlılık, inceltilmiş arka yüzeye yansıma-önleyici kaplama uygulanmasıyla arttırılabilir. Bu kaplamalar, yüzey elektrotlarının oluşturduğu kabartılar nedeniyle kalın CCD'lerde çok iyi görev yapmaz.
Profesyonel gökbilim amaçlı kullanılan CCD'lerin neredeyse tamamı İnceltilmiş ve
Arkadan-Aydınlatmalı'dır.n- türü silikon p-türü silikon
Silikon dioksityalıtıcı katman Polisilikon elektrotlar
Gelen fotonlar
Yansıma-önleyici (AR) kaplama
15 mm
İnceltilmiş, Arkadan-aydınlatmalı CCD
Kuantum Etkinliği - Kıyaslama
Dalgaboyu (nanometre)
Kuan tum Etkin liğ i ( %)
Arkadan AydınlatmalıÖnden
Aydınlatmalı Kaplama
CCD - avantajlar
Elektronik ve fotografik görüntüleme aygıtları arasında belirgin üstünlüklere sahiptirler.
• Küçüktürler
• Işığa geniş bir dinamik aralık dahilinde doğrusal yanıt verirler
• Yüksek kuantum etkinliğine sahiptirler
• Geniş bir aralıkta tayfsal yanıt verirler
• Kararlıdırlar (Soğutma ve ısı stabilitesi !?)
• Çok yüksek çözünürlük seçeneği sunarlar
CCD Çalışma Prensibi
Foton - madde ilişkisi (fotonlar >> foto-elektronlar) [fotoelektrik prensibi]
Elektronların bir yerde toplanması [küçük hücreler, “piksel"]
Hücrelerdeki elektronların sayılmak üzere transferi [yük kuyuları - yük transferi]
Sayılarak değerinin bulunması [analog-sayısal dönüştürücü, "ADU"]
Bu değerlerin koordinatları ile birlikte saklanması,
[okuma, "Readout"]
CCD Çalışma Prensibi
CCD – Okuma (Readout)
Sıralı Okuma
Satır/Sütun Transfer Okuma
CCD – Okuma (Readout)
Çerçeve Aktarımı (Frame Transfer) Okuma
CCD – Okuma (Readout)
© Canada-France-Hawaii Telescope
12 CCD yongadan oluşan bir mozaik CCD görüntüsü
Çoklu CCD Kameralar
Kepler teleskobunun 42 CCD’den oluşan dedektörü ve gökyüzünde gördüğü alan
Çoklu CCD Kameralar
Profesyonel CCD kameralarda soğutma
SIVI SOĞUTMALI
•Sıvı Azot
•Sıvı Helyum
•Kapalı devre antifriz dolaşımlı
TERMOELEKTRİK SOĞUTMALI
• Peltier soğutma
• Fan ile ısı boşaltımı
Bir EEV42-80 CCD’sinin düz-alan görüntüsü.
Karanlık Sütunlar(dark columns), Görüntünün okunması sırasında,
yükün dik yönde aktarımını engelleyen tuzaklar neden olur.
Parlak Sütunlar(bright columns) da tuzaklar nedeniyle oluşur.
Sıcak Lekelernormal kara akımdan daha yüksek değere sahip olan, ışık-yayan ve minik LEDler gibi davranan piksellerdir.
Kozmik ışınlar:Uzaydan gelen yüklü parçacıklar ya da kameranın yapıldığı maddedeki radyoaktif kalıntılar silikon içinde iyonlaşmalara neden olabilir. Üretilen elektronlar,ışıkla-üretilen
elektronlardan ayırdedilemezler. 1 dakikada cm2‘ye ortalamaolarak 2 kozmik ışın düşer. Tipik bir
kozmik ışının izi bir kaç bitişik piksel boyunca yayılabilir ve bir kaç bin elektron içerebilir.
Kozmikışınlar Sıcak Leke kümesi
Parlak Sütun
Bir EEV42-80 CCD’sinin 900 saniyelikkaranlık (dark) pozu.
CCD’lerde Görüntü Kusurları
Hangi dedektör daha “İYİ” ?!
2. KARA AKIM
CCDde ısısal olarak üretilen elektronlardan kaynaklanır. CCD’nin soğutulmasıyla
azaltılır.
Kara akım Poisson istatistiğiyle belirlenir.
Eğer ortalama kara akımın bir görüntüye katkısı piksel başına 900 elektronsa, her hangi bir pikselin ışık-yükü için ölçüme katılan gürültü 30 elektron olur.
Bir CCD Görüntüsünde Gürültü Kaynakları
1. OKUMA GÜRÜLTÜSÜ
CCD’nin çıktı transistörünün ve dış CCD devresinin neden olduğu elektronik gürültü (Johnson Gürültüsü). Okuma gürültüsü CCDnin performansına temel bir sınırlama getirir.
Okuma süresinin arttırılması ile azaltılabilir.
Bilimsel amaçlı CCDler 2-3 elektronluk bir okuma gürültüsüne sahiptir.
Bir CCD Görüntüsünde Gürültü Kaynakları
3. FOTON GÜRÜLTÜSÜ
Bunu, yağmurun bir dizi kova üzerine yağmasıyla açıklayabiliriz. Yağmur damlaları da fotonlar da Poisson istatistiği ile tanımlanan bir biçimde bağımsız ve rastgele gelirler. Eğer kovalar çok küçük ve yağmur da seyrek yağıyorsa, bazı kovalar birden çok damla alırken bazıları hiç almazlar.
Yağmur yeterince zaman yağarsa, tüm kovalarda aynı miktar ölçülür. Kısa süreli ölçümlerde ölçümler farklı olacaktır. CCD’de de pikseller küçük ve ışık azsa önemlidir.
Poisson istatistiğine göre, bir pikselde saniyede algılanan foton sayısının Root Mean square belirsizliği (RMS gürültüsü) ortalama foton akısının (saniyede algılanan fotonların ortalaması) kareköküne eşittir.
Örnek olarak, eğer bir yıldızın görüntüsü bir piksel üzerine düşürülürse ve saniyede ortalama olarak 10 fotoelektron oluşturursa, yıldızı 1 saniye boyunca gözlediğimizde, parlaklığındaki ölçüm belirsizliğimiz 10’un karekökü kadar, yani 3.2 elektron olacaktır. Bu değer ‘Foton Gürültüsü’dür.
Poz süresini 100 saniyeye çıkarırsak foton gürültüsü 10 elektrona (100’ün karekökü) çıkar fakat aynı zamanda ‘Sinyal-Gürültü Oranı’ (Signal to Noise ratio (SNR)) artar. Diğer gürültü kaynakları yoksa SGO poz süresinin karekökü ile artar. Bu da istenen bir şeydir.
Eğer çok uzun süreli bir düz-alan görüntüsü alırsak (piksel başına ışıkla-üretilen en az 50 000 elektron), Foton Gürültüsü ve Okuma Gürültüsü’nün katkıları çok küçük olur. Görüntünün herhangi bir satırı boyunca bir grafik çizdiğimizde, pikseller arasındaki duyarlığın farklılığı nedeniyle bir değişim görünür. Grafikte, mavi ışıkla aydınlatılmış bir EEV4280 CCDsinin duyarlık dağılımı görülmektedir. Değişim miktarı ± %2 kadardır. Neyseki bu değişimler sabittir ve asıl görüntünün düz-alan görüntüsüne piksel piksel bölünmesiyle ortadan kaldırılır.
Bir CCD Görüntüsünde Gürültü Kaynakları
4. PİKSEL DUYARLIĞININ EŞDAĞILIMLI OLMAMASI
Silicon üzerinde yeralan bozukluklar ve küçük üretim bozuklukları bazı piksellerin
diğerlerinden daha duyarlı olmasına neden olabilir. Bu gürültü kaynağı ‘düzalan görüntüsü’
ile düzeltilebilir.
Sütun sayısı
Değişim yüzdesi
Bir CCD Görüntüsünde Gürültü Kaynakları
FARKLI GÜRÜLTÜ KAYNAKLARININ BİRLEŞİMİ
Düz-alan düzeltmesinden sonra kalan üç gürültü kaynağı aşağıdaki eşitlikle birleşir:
Profesyonel sistemlerde Kara Akım ≈ 0 bu denklemde boşlanabilir. Bu durumda denklemde okuma gürültüsü, tayfölçüm gibi düşük sinyal düzeyi olan uygulamalarda önemli olur.
Doğrudan görüntüleme gibi daha yüksek sinyal düzeylerinde, foton gürültüsü baskın olur ve okuma gürültüsü azalır.Örnek olarak, 5 elektronluk RMS’ye sahip bir CCD için, sinyal düzeyi piksel başına 25 elektronu aştığında foton gürültüsü baskın olacaktır. Eğer poz süresi piksel başına 100 elektrona kadar arttırılırsa, okuma gürültüsü toplam gürültü içinde %11’lik bir katkı yapacaktır.
