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Institucional
Curso "Usando su cámara CCD para hacer ciencia" - Lección Primerapor Dr. Jaime García - Instituto CopérnicoContenidoVolver a la página de Estrellas Variables IntroducciónEn esta lección se pretende comenzar con algunas generalidades acerca de la cámara CCD, su funcionamiento y sus características. Además, se intentará introducirse en los procedimientos para la eliminación de ruidos. Finalmente, se describirán los pasos a seguir para obtener una buena imagen, tanto con cámaras de nivel profesional como aficionado. Qué es una cámara CCDCCD es un chip de silicio sensible a la luz que está eléctricamente dividido en un gran número de partes independientes llamadas pixels (picture element: elemento de imagen).
El chip CCD fue inventado en 1969 en los Bell Labs, y vio su primer desarrollo comercial en 1973, cuando se lanzaron al mercado los dispositivos de 100x100 pixeles. Su nombre proviene de la sigla de Charge Coupled Device, que significa dispositivo de carga acoplada. Hoy existen CCDs de diversas configuraciones desde los 140 x 200 elementos hasta 4096 x4096. Existen diversos tipos de chips. Aquí vemos diversos tipos de chips CCD. Sus tamaños van de 0,5 a 10 cm.
La cámara CCD comporta un conjunto de elementos cuyo elemento central es el chip CCD. En general, en su cuerpo, tiene los siguientes elementos:
Además, puede poseer elementos externos, como un amplificador o una interfase.
Cómo funciona una cámara CCDLa CCD convierte luz (fotones) en un arreglo de cargas electrónicas en el chip de silicio. Esta estructura de cargas se convierte en una onda de video digitalizada y guardada como un archivo de imagen en la computadora. Podemos hacer una analogía entre la CCD y un sistema de medición de lluvia.
Una cantidad de baldes (pixeles) son distribuidos en un campo (plano focal del telescopio) en un arreglo cuadrado. Los baldes están ubicados encima de una serie de cintas transportadoras y colectan la lluvia que cae (fotones) en el campo. Las cintas transportadoras están, inicialmente, estacionadas, mientras la lluvia cae lentamente llenando los baldes (durante el transcurso de la exposición). Una vez que la lluvia para (el obturador de la cámara se cerró) las cintas transportadoras comienza a girar y transfieren los baldes de lluvia, uno por uno, a un cilindro de medición (amplificador electrónico) en una esquina del campo (en la esquina de la CCD) Características de las CCDSalida de un CCDLa salida de un chip CCD es una matriz de números (uno por cada pixel) y la llamamos imagen digital. Esos números guardan una proporcionalidad directa con la cantidad de fotones que han incidido sobre el elemento que los recibió. Eficiencia cuánticaUn CCD detecta fotones individuales, pero ni siquiera la mejor puede detectar todos los que inciden en ella. Al porcentaje de fotones que es capaz de detectar, en relación con todos los que inciden sobre ella, se lo llama eficiencia cuántica ó QE. Existen chips gruesos y delgados. Los gruesos son iluminados por delante y tienen menor eficiencia cuántica Los delgados son iluminados por atrás y tienen gran QE. Eficiencia cuántica en función de la longitud de onda El gráfico muestra la eficiencia cuántica en función de la longitud de onda para diversas CCD. Los chips delgados presentan mejor eficiencia en la zona azul del espectro.
Binning o agrupamientoDado que los chips más modernos poseen gran cantidad de pixels, para ganar eficiencia cuántica se los agrupa en conjuntos de 2x2 ó 3x3 y se los trata como si el conjunto fuese un único pixel. De este modo se incrementa el área efectiva de cada bin. Por ejemplo: una ST-8E de 1530x1020 pixels al ser bineados a 2x2 se la ve como un chip de 765x510; al serlo a 3x3, como de 510x340. CuentasDos cosas es necesario extraer para que las cuentas reflejen la cantidad de fotones detectados por cada pixel.
Cuando realizamos fotometría, en lugar de interesarnos conocer el número de fotones, lo que hacemos es comparar la lectura (DN) de la estrella que queremos medir con la lectura de una estrella estándar fotométrica cuyo flujo es conocido. Tiempo de integraciónComo el chip CCD es un dispositivo de integración (al contrario del ojo), será necesario controlar el tiempo de integración o de exposición. Sobre cada pixel se acumulan más fotones en función del tiempo. El tiempo lo controla un obturador (shutter) frente al chip o la variación de voltaje del chip. Se debe cuidar el tiempo de integración para no obtener resultados no deseados. Eliminación de ruidosRuido de lecturaUna vez finalizada la integración, el chip debe realizar la descarga de la información acumulada en un proceso que se llama lectura (read out). La corriente es muy baja por lo cual hay que amplificarla en el chip. Toda lectura, como proceso de transmisión electrónica, conlleva un ruido: el ruido de lectura. El ruido típico es de 5 a 20 electrones por pixel. El ruido es igual para exposiciones de 0,1 seg o de 3 horas. Bias FrameEl bias es el ruido intrínseco del chip. Se hace evidente cuando se realiza una lectura con tiempo de integración cero o sin integrar, con el chip iluminado. Teóricamente debería ser nulo, pero está presente en todos los chips. El bias varía con la temperatura. Es necesario tomar bias frames para después substraer el bias de la imagen. Dark FrameHay otro ruido que tiene que ver con la electrónica del chip y se denomina corriente de oscuridad (dark current). Se la detecta tomando un frame con el obturador cerrado (si la cámara tiene obturador) o con el telescopio tapado para que no le entre ninguna luz. Varía con el tiempo de exposición y con la temperatura Es necesario tomar dark frames para substraer la corriente de oscuridad y hacerlo frecuentemente. No uniformidad de los chipsLos chips no son uniformes, sino que presentan diferencias de pixel a pixel. Esto quiere decir que si iluminamos uniformemente el chip no vamos a tener una imagen completamente uniforme. Otros problemas que generan falta de uniformidad son los debidos a la óptica del telescopio (vignetting o viñeteo). Para eliminar este problema es necesario tomar flat frames y dividir la imagen por el flat. Flat FrameLos flat frames se toman de dos maneras: Durante el crepúsculo, cuando el sol se ha puesto y aún no hay estrellas, tratando de apuntar a una zona del cielo que esté uniformemente iluminada. Iluminando uniformemente una pantalla dentro de la cúpula. La pantalla dede estar al doble de la distancia focal del sistema óptico. Frame de datos (objeto)Para tomar una imagen de un objeto astronómico apuntamos el telescopio al lugar correcto y luego abrimos el obturador para que la luz incida en el chip. Utilizamos un tiempo de integración que estará determinado por diversos factores. Nuestro objetivo básico será obtener imágenes con el mejor tiempo de exposición en el tiempo disponible del telescopio y con la mejor relación señal/ruido posible. Relación señal/ruidoDado que la señal está compuesta por fotones, existe un ruido asociado a la cuenta estadística de fotones (ruido de la raíz de N, con N el número de fotones detectados). Ese ruido es inevitable pero crece con la raíz cuadrada mientras que el número de fotones crece linealmente con el tiempo. Aumentando el tiempo de exposición podemos mejorar la relación señal/ruido.
Pasos a seguir para obtener una buena imagen con una cámara de nivel profesionalPrimeroRealice una serie de imágenes de bias frames En el software de procesamiento obtenga la mediana de todos ellos en un único bias frame de bajo ruido. SegundoRealice una serie de imágenes de dark frames sin luz (obturando o cubriendo el telescopio). El tiempo de exposición/integración debe ser igual al del frame del objeto Si el ruido de la corriente de oscuridad no es despreciable combine los darks en un único dark frame de bajo ruido (después de substraer el bias frame). TerceroRealice una serie de imágenes de flat frames, uno en cada filtro, apuntado el telescopio al cielo del crepúsculo o a una pantalla uniformemente iluminada, en el interior de la cúpula. Los bias (y los darks, si el ruido de la corriente de oscuridad no es despreciable durante el tiempo de exposición del flat) deben ser substraidos del flat. El nivel de la señal en el flat es arbitrario, ya que se necesita únicamente la información de las diferencias de señal a través del chip. Esto se logra normalizando a aquel cuya señal promedio, en cada pixel, es 1,00 (se logra dividiendo por el promedio). CuartoObtenga el frame del objeto y Substraiga el bias frame de bajo ruido Substraiga el dark frame de bajo ruido Divida esta imagen por el flat frame normalizado Pasos a seguir para obtener una buena imagen con una cámara de nivel aficionadoDiferencias de tecnologíaLas cámaras profesionales poseen chips más caros y sofisticados. La refrigeración de la profesionales se realiza por la circulación de nitrógeno líquido que lleva a la temperatura a –100°C. La refrigeración de las CCD amateurs se realiza por sistemas termoeléctricos (efecto Peltier) que reducen la temperatura ambiente entre 20 y 40°C. A temperaturas entre 0 y –40°C, el ruido de la corriente de oscuridad no es despreciable y en algunos chips es crítico. Diferencias de procedimientosDado que los darks son, en realidad, dark + bias, es conveniente realizar una imagen de darks+bias frame (con el mismo tiempo de exposición del frame del objeto) antes y después de la toma de la imagen del objeto. Así, se los promedia y se los substrae del frame del objeto. Este procedimiento lleva mucho tiempo de telescopio. Procedimiento alternativoObtener una biblioteca de dark frames a diferentes temperaturas y con diferentes tiempos de exposición. ResumiendoSímbolicamente, usando una CCD profesional
usando una CCD amateur
BibliografíaMichael Richmond, TASS Technotes, http://a188-l009.rit.edu/tass/technotes. |
