Astronomia

Che aspetto ha l'area attiva su un tipico rivelatore basato su CCD?

Che aspetto ha l'area attiva su un tipico rivelatore basato su CCD?

I rilevatori basati su pixel, in particolare i CCD ottici come quello utilizzato nella fotocamera SDSS, sono onnipresenti in astronomia. C'è qualche zona morta sui rilevatori? Non gli ovvi spazi tra ogni singolo sensore, ma sul sensore stesso. Cioè, un tipico rivelatore ha degli spazi tra i pixel dei fili microscopici posti sulla parte anteriore, regioni di drogaggio alternate nel silicio, o solo aree in cui un fotone può colpire ed è improbabile che il fotoelettrone venga raccolto? Quale frazione dell'area è morta?


Un CCD astronomico è in linea di principio sensibile su tutta la sua superficie attiva; non ci sono spazi fisici tra i pixel. I pixel stessi sono controllati e mantenuti dal circuito elettronico sottostante, che crea potenziali barriere tra i singoli pixel. In pratica, ci sono variazioni nella sensibilità effettiva all'interno dei singoli pixel: la sensibilità è massima al centro e diminuisce verso i bordi, anche se non va mai a zero in nessun punto del pixel.

Questo documento (PDF) è un'analisi recente di un CCD (illuminato frontalmente); La Figura 13 mostra le funzioni di risposta dei pixel misurati (quanto è sensibile un singolo pixel sulla sua superficie) e le Figure 14 e 15 mostrano la mappa della sensibilità fotometrica (qual è la sensibilità per un'illuminazione uniforme). In quest'ultimo caso, puoi vedere che la sensibilità non varia mai più del 20% circa, a seconda della lunghezza d'onda della luce. Alcune delle variazioni corrispondono direttamente al cablaggio all'interno del CCD che assorbe parte della luce, ma questo ha un effetto molto minore sulla sensibilità.

Il confronto fatto nella risposta di Florin Andrei a un sensore CMOS in stile fotocamera consumer, come mostrato nell'immagine, è fuorviante, sia perché i pixel CMOS sono fisicamente un po' più discreti in modi che i pixel CCD non lo sono, sia perché i CCD astronomici non hanno filtri per pixel incollati sopra di essi.

(L'argomento secondo cui "deve esserci una fetta stretta di silicio tra i pixel per evitare cortocircuiti" non è corretto per i CCD; la separazione elettrica tra i pixel è mantenuta dall'elettronica sottostante, non da alcuna barriera materiale. Infatti, devi essere in grado di creare "cortocircuiti" temporanei tra pixel adiacenti in una colonna per trasferire gli elettroni accumulati durante la lettura. Questo è ciò che significa il "trasferimento del caricatore" in "dispositivo di trasferimento del caricatore".)


CCD, CMOS e KIDS

Un'altra buona panoramica è data dall'articolo Charge Coupled Devices in Astronomy di Craig Mackay, in Recensioni annuali di astronomia e astrofisica, vol 24, p. 255 (1986).

Panoramica

Il effetto fotoelettrico è fondamentale per il funzionamento di un CCD. Gli atomi in un cristallo di silicio hanno elettroni disposti in bande energetiche discrete. La banda di energia inferiore è chiamata banda di valenza, la banda superiore è banda di conduzione. La maggior parte degli elettroni occupa la banda di Valenza ma può essere eccitata nella banda di conduzione per riscaldamento o per assorbimento di un fotone. L'energia richiesta per questa transizione è di 1,26 elettronvolt. Una volta in questa banda di conduzione l'elettrone è libero di muoversi nel reticolo del cristallo di silicio. Lascia un "buco" nella banda di valenza che agisce come un vettore carico positivamente. In assenza di un campo elettrico esterno, la lacuna e l'elettrone si ricombinano rapidamente e si perdono. In un CCD viene introdotto un campo elettrico per separare questi portatori di carica e impedire la ricombinazione.

Gli elettroni generati termicamente sono indistinguibili dagli elettroni generati dalla foto. Costituiscono una sorgente di rumore nota come "Dark Current" ed è importante che i CCD vengano mantenuti freddi per ridurne il numero.

1,26 eV corrisponde all'energia della luce con una lunghezza d'onda di 1 micron. Oltre questa lunghezza d'onda il silicio diventa trasparente e i CCD costruiti in silicio diventano insensibili.

L'analogia del nastro trasportatore

Per prima cosa, guarda questa piccola animazione. esamineremo i passaggi in dettaglio in un momento.

Innanzitutto, apriamo l'otturatore e lasciamo cadere la pioggia (luce) sull'array, riempiendo i secchi (pixel). Alla fine dell'esposizione, chiudiamo l'otturatore.

Ora sposta i secchi lungo i nastri trasportatori.

Scaricare la prima serie di secchi nell'apposito nastro trasportatore (il registro seriale) alla fine dell'array.

Ora, lasciate per un attimo fissi i normali nastri trasportatori, iniziate a spostare il nastro trasportatore speciale in modo che il primo secchio si svuoti nel cilindro graduato (amplificatore di lettura).

Registrare la quantità di acqua (carica) in questo primo secchio, quindi spostare nuovamente l'apposito nastro trasportatore per portare il secondo secchio al cilindro graduato.

Registra anche il contenuto di questo secchio, quindi ripeti finché non abbiamo letto tutti i secchi sul nastro trasportatore speciale.

Ora, con un nuovo set di secchi vuoti sul nastro trasportatore speciale, sposta nuovamente i nastri trasportatori principali in avanti per portare la fila successiva di secchi al bordo dell'array.

Scarica il prossimo set di secchi nello speciale nastro trasportatore.

Ora, lasciate di nuovo fissi i normali nastri trasportatori, e iniziate a spostare il nastro trasportatore speciale in modo che la sua prima benna si svuoti nel cilindro graduato.

Registrare la quantità di acqua in questo primo secchio, quindi spostare nuovamente l'apposito nastro trasportatore per portare il secondo secchio al cilindro graduato.

Registra anche il contenuto di questo secchio, quindi ripeti finché non abbiamo letto tutti i secchi sul nastro trasportatore speciale.

Ripetere questa procedura fino a quando tutti i secchi sono stati spostati sull'apposito nastro trasportatore e scaricati uno ad uno nel cilindro graduato.

Di seguito è riportata una vista della procedura in azione, che mostra una piccola immagine che viene gradualmente spostata e trasferita lungo il chip man mano che viene letta.

Nota che quando l'immagine viene spostata e letta, scompare dal chip. Ciò significa che nei CCD, tutte le letture sono distruttivo: distruggono il modello di elettroni (basato sul modello di luce) mentre le informazioni vengono raccolte. Ciò significa che non c'è modo di controllare l'andamento di una lunga esposizione se hai indovinato il tempo di esposizione sbagliato, potresti saturare il tuo obiettivo e dover ricominciare tutto da capo.

Ma come avviene tutto questo? Come vengono spostati gli elettroni da una posizione all'altra all'interno del silicio?

Struttura di un CCD

Il diagramma seguente mostra una piccola sezione (pochi pixel) dell'area dell'immagine di un CCD. Questo schema si ripete.

Ogni terzo elettrodo è collegato insieme. I cavi del bus che scendono lungo il bordo del chip effettuano la connessione. Gli arresti del canale sono formati da alte concentrazioni di boro nel silicio.

Ancora una volta ogni terzo elettrodo è nel registro seriale collegato tra loro. Sotto l'area dell'immagine (l'area contenente gli elettrodi orizzontali) c'è il "Registro seriale". Anche questo consiste in un gruppo di piccoli elettrodi di superficie. Ci sono tre elettrodi per ogni colonna dell'area dell'immagine

Nella fotomicrografia di un CCD EEV di seguito, il registro seriale è piegato in due per allontanare l'amplificatore di uscita dal bordo del chip. Questo è utile se il CCD deve essere utilizzato come parte di un mosaico. Le frecce indicano come viene trasferita la carica attraverso il dispositivo. Clicca sull'immagine per vedere una fotografia più grande.

Campo elettrico in un CCD

Lo strato di tipo n contiene un eccesso di elettroni che diffondono nello strato p. Lo strato p contiene un eccesso di fori che si diffondono nello strato n. Questa struttura è identica a quella di una giunzione a diodo. La diffusione crea uno squilibrio di carica e induce un campo elettrico interno. Il potenziale elettrico raggiunge un massimo appena all'interno dello strato n, ed è qui che si raccoglieranno gli elettroni fotogenerati. Tutti i CCD scientifici hanno questa struttura di giunzione, nota come "Buried Channel". Ha il vantaggio di mantenere i fotoelettroni confinati lontano dalla superficie del CCD dove potrebbero rimanere intrappolati. Riduce anche la quantità di rumore generato termicamente (corrente di buio).

Durante l'integrazione dell'immagine, uno degli elettrodi in ciascun pixel è mantenuto a un potenziale positivo. Questo aumenta ulteriormente il potenziale nel silicio al di sotto di quell'elettrodo ed è qui che si accumulano i fotoelettroni. Gli elettrodi vicini, con i loro potenziali inferiori, fungono da potenziali barriere che definiscono i confini verticali del pixel. I confini orizzontali sono definiti dagli arresti del canale.

I fotoni che entrano nel CCD creano coppie elettrone-lacuna. Gli elettroni vengono quindi attratti verso il potenziale più positivo nel dispositivo dove creano "pacchetti di carica". Ogni pacchetto corrisponde a un pixel.

Trasferimento della carica da pixel a pixel

Ora, osserva come cambiano le tensioni fornite agli elettrodi e i pacchetti di elettroni si muovono in risposta.

Alla fine, abbiamo spostato tutti i pacchetti di carica su un pixel e le tensioni sono tornate al punto di partenza. Ripetendo la sequenza delle variazioni di tensione, possiamo spostare i pacchetti di un altro pixel lungo la colonna.

Illuminazione frontale e retroilluminazione

Ora, esattamente come dovremmo orientare il chip? Per raggruppare correttamente gli elettroni, gli elettrodi devono essere posizionati vicino alla regione in cui vengono assorbiti i fotoni. Il modo più semplice per far sì che ciò accada è far volare i fotoni ATTRAVERSO gli elettrodi, da "sopra" il chip. Questo si chiama a lato anteriore illuminato design.


Immagine per gentile concessione di Vik Dhillon

Naturalmente, ciò significa che alcuni fotoni potrebbero rimbalzare sugli elettrodi, quindi questo semplice design getta via parte della preziosa luce dai nostri obiettivi.

Possiamo evitare questa perdita se capovolgiamo il chip, in modo che gli elettrodi siano sotto il silicio e permettiamo ai fotoni di brillare sul "retro" del chip.


Immagine per gentile concessione di Vik Dhillon

UN retroilluminato chip avrà una maggiore efficienza quantica, ma soffre di un paio di fastidiosi problemi:

  • il chip deve essere SOTTILE, in modo che la luce venga assorbita vicino agli elettrodi.
  • ma assottigliare un chip è difficile alcuni chip sono rovinati in quanto sono snelliti (vedi questo documento di Michael Lesser per alcuni dettagli)
  • e un chip sottile è così fragile e fragile che si rompe o si danneggia facilmente
  • e le patatine sottili tendono a soffrirne frange a causa dell'interferenza tra gli strati di materiale
  • a causa di tutti questi fattori, i chip retroilluminati sono più costoso

Ma per alcune applicazioni, potrebbe valere la pena di spendere tutto questo in più:


Grafico del QE per chip diversi per gentile concessione di Apogee Instruments

Il CMOS di base

I sensori di imaging CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor) sono molto simili ai CCD sotto molti aspetti.

  • a base di silicio - stesso intervallo di lunghezze d'onda effettive
  • un fotone si trasforma in un elettrone
  • processo di produzione molto simile

La grande differenza è come il pool di elettroni liberati all'interno di ciascun pixel viene trasformato in un segnale. Nei CCD, l'intero pool viene spostato attraverso il chip, da un pixel all'altro. prima di raggiungere finalmente un singolo amplificatore lì, gli elettroni vengono finalmente "contati". Tra le conseguenze importanti c'è che può volerci molto tempo per leggere un grosso chip, poiché milioni di pixel devono essere tutti elaborati da un singolo amplificatore e che il pool di elettroni di ciascun pixel viene scartato dopo essere stato misurato.

Ma nei dispositivi CMOS, ogni pixel non è semplicemente un minuscolo volume di silicio, all'interno del quale gli elettroni siedono e aspettano. Invece, ogni pixel è prodotto con il proprio amplificatore, che gli consente di leggere la propria carica senza dover spostare gli elettroni. Questo circuito aggiuntivo è l'origine del termine sensore pixel attivo, che a volte viene applicato a questi dispositivi.


Immagine per gentile concessione del blog di Stefano Meroli

Ciò significa che un chip CMOS è più complicato da creare, certamente, ma offre alcuni vantaggi rispetto al CCD (oltre ad alcuni svantaggi):

letture veloci Poiché ogni pixel ha il proprio amplificatore, non è necessario che la carica di ogni pixel aspetti in linea per un singolo amplificatore. Attualmente sono coinvolto in un gruppo che utilizza un rilevatore CMOS di grandi dimensioni (oltre 2 MPixel) per effettuare esposizioni molto brevi: 0,5 secondi.

letture non distruttive La carica di un pixel non deve essere scartata per fare spazio agli elettroni del pixel successivo. Se si desidera, si può progettare un chip CMOS in grado di leggere ripetutamente ogni pixel, senza rimuovere ogni volta la carica.

Ciò consente di utilizzare diversi algoritmi per determinare la carica in un pixel, il che potrebbe portare a risultati migliori, inoltre consente di controllare un'immagine nel mezzo di una lunga esposizione.

nessun problema di efficienza di trasferimento di carica (CTE) Quando si trasferisce un pool di elettroni attraverso un chip CCD, alcuni potrebbero fuoriuscire lungo il percorso, alcuni elettroni vaganti potrebbero saltare nel pool anche da altre posizioni. Questi errori portano a un effetto sistematico nella fotometria CCD noto come CTE.

Se non si sposta la piscina, non si soffre di CTE.

Ci sono alcuni inconvenienti con i dispositivi CMOS, ovviamente. Ad esempio, poiché ogni pixel ha il proprio amplificatore, possono esserci piccole differenze nella conversione della carica in tensione (e quindi in segnale di uscita) da un pixel all'altro. Un sensore CMOS con illuminazione frontale avrà un'area di raccolta della luce più piccola rispetto a un CCD simile, perché il circuito aggiuntivo blocca parte della luce che altrimenti cadrebbe in ciascun pixel.

Tuttavia, se guardi al mercato delle fotocamere astronomiche amatoriali (a basso costo) in questi giorni, vedrai poca differenza tra la sensibilità delle fotocamere CCD e CMOS.


Immagine leggermente modificata dal blog di Pavel Pech

In questi giorni, i chip CMOS sembrano essere preferiti dai grandi produttori per le applicazioni più comuni: normali fotocamere digitali, smartphone, imaging industriale. È probabile che i sensori CMOS continueranno a migliorare nel prossimo decennio.

KIDS - il sensore del futuro?

Una caratteristica comune dei sensori CCD e CMOS, quando utilizzati in regime ottico, è che convertono ogni fotone ottico in un singolo elettrone. Che il fotone sia blu, verde o rosso, fa cadere un elettrone libero di vagare attraverso il cristallo di silicio.

Recentemente, alcuni astronomi hanno propagandato le possibilità di un tipo di rivelatore molto diverso, basato su un tipo di tecnologia completamente diverso. I dispositivi di induttanza cinetica a microonde (MKIDS, o KIDS in breve) sono stati originariamente sviluppati pensando alle onde radio millimetriche e sub-millimetriche, ma possono essere adattati per misurare anche fotoni ottici e nel vicino IR. Uno dei motivi per cui alcuni scienziati vorrebbero usare KIDS è che POSSONO fornire alcune informazioni sull'energia per ogni fotone che li colpisce. Pensa: un sensore digitale con risposta lineare e breve tempo di lettura, che fornisce sia un'immagine che uno spettro allo stesso tempo!


Figura 2 tratta da Romani et al., ApJ 521L, 153 (1999)

  1. iniziare con un materiale superconduttore, modellato in una forma speciale e fatto parte di un circuito risonante. Misurare attentamente la risposta del circuito a un segnale di ingresso vicino alla risonanza
  2. permettere a un fotone di cadere sul superconduttore
  3. l'energia del fotone rompe le coppie di elettroni Cooper, creando una breve raffica di quasi-particelle maggiore è l'energia del fotone, maggiore è il numero di quasi-particelle create
  4. la presenza di quasi-particelle modifica le proprietà del circuito, modificandone leggermente la frequenza di risonanza maggiore è il numero di quasi-particelle, maggiore è la variazione di frequenza
  5. misurare la risposta del circuito al segnale di ingresso: ora sarà diverso
  6. dopo poco tempo, le quasi-particelle si ricombinano in coppie di elettroni Cooper, e il circuito ritorna al suo stato abituale
  7. vai al passaggio 2

La vita delle quasi-particelle può essere molto breve -- tra 10 -3 e 10 -7 secondi -- il che significa che SE riusciamo a leggere il nostro dispositivo molto rapidamente, potremmo essere in grado di rilevare ogni fotone quando colpisce il rivelatore .

Un trucco intelligente è progettare ogni pixel di un dispositivo in modo che abbia una frequenza di risonanza leggermente diversa inviando un "pettine" di molte, molte frequenze leggermente diverse nel dispositivo, si può sondare ogni pixel contemporaneamente. "Leggere" tutti quei pixel diventa quindi una questione di esaminare l'uscita a ciascuna frequenza.

Modificando la composizione e lo spessore dei materiali utilizzati per costruire i microcircuiti all'interno di ciascun pixel, è possibile modificare la risposta in frequenza del dispositivo in base alle proprie esigenze. Con scelte adeguate per i materiali, un singolo dispositivo può rispondere alla luce in un intervallo di una o due decadi in frequenza (o lunghezza d'onda).

Diamo un'occhiata a un dispositivo in particolare: ARCONS (la fotocamera di array per spettrofotometria da ottica a vicino infrarosso). A prima vista questo rilevatore sembra una tipica telecamera CCD


Figura 2 tratta da O'Brien et al., IAUS, 285, 385 (2012)

ma se ingrandisci, vedi che ogni pixel ha molto dentro:

Ciascuno di questi pixel ha un lato di circa 222 micron, ma la sezione denominata "TiN Inductor" è l'unica regione del pixel che risponde alla luce.

La dimensione totale dell'array è di 44 x 46 pixel, quindi non è poi così grande. E non tutti i pixel funzionano correttamente.


Figura 10 tratta da O'Brien et al., IAUS, 285, 385 (2012)

La durata della quasiparticella in ARCONS è di circa 50 microsecondi e ARCONS dovrebbe essere in grado di registrare il tempo di arrivo di ciascun fotone a circa 2 microsecondi.

ARCONS raggiunge una risoluzione spettrale di circa R = 10 nella parte visibile dello spettro. Ciò significa che

Forse questa cifra ti darà un indizio.

L'efficienza quantica di ARCONS è mostrata di seguito: confronta la linea nera tratteggiata (ARCONS solo in laboratorio) con quella di altri sensori.


Figura 12 tratta da O'Brien et al., IAUS, 285, 385 (2012)

Confronta questa immagine di Arp 147 scattata da ARCONS sul Monte da 200 pollici. Telescopio Palomar a quello ripreso da HST nel riquadro. L'immagine ARCONS è stata creata combinando 36 esposizioni di 1 minuto ciascuna e utilizzando le informazioni sull'energia di ciascun fotone per creare un codice colore RGB. Non male, vero?


Figura 14 tratta da O'Brien et al., IAUS, 285, 385 (2012)

Ora, secondo me, c'è solo un problema che incombe sullo sviluppo di KIDS per l'astronomia. Quel piccolo problema di superconduttore significa che il rivelatore deve essere raffreddato a meno di 2 gradi Kelvin. Come puoi vedere di seguito, le macchine che possono produrre temperature così basse tendono ad essere sia grandi che pesanti. per non dire costoso.


Parti di un frigorifero di diluizione per un rivelatore sviluppato al CalTech

Per maggiori informazioni

  • Puoi trovare informazioni sui CCD da lezioni in altri corsi che ho tenuto:
    • Introduzione ai CCD
    • CCD: il lato oscuro
    • Misurare il guadagno di un CCD

    Copyright e copia Michael Richmond. Quest'opera è distribuita con una Licenza Creative Commons.


    Industria moderna: interazioni di base di neutroni, sorgenti e rivelatori per prove e ispezioni sui materiali

    Rivelatori di piastre a microcanali (MCP)

    Le piastre a microcanali vengono attualmente applicate per il conteggio dei neutroni ad alta risoluzione con una risoluzione spaziale piccola quanto

    20 μm e risoluzione temporale nell'ordine di

    Gli MCP all'ispezione sembrano un sottile disco di vetro perforato con fori microscopici.Tipicamente sono costituiti da diversi milioni di microcanali o capillari fusi insieme in una struttura monolitica simile a un disco (una sezione della quale è mostrata in Fig. 24). Ciascun capillare è un moltiplicatore di elettroni a canale microscopico indipendente (Fig. 24).

    Figura 24 . Vista ingrandita e taglio di un rivelatore a piastre a microcanali in cui la sottile matrice di vetro è drogata con il nucleo che assorbe i neutroni 10 B. I prodotti di reazione che si ritraggono dal vetro nei microcanali evacuati inducono una valanga di elettroni che vengono accelerati in un potenziale elettrico attraversato la piastra e gli elettroni escono dalla struttura sul fondo. Qui, gli elettroni sono registrati da apparecchiature elettroniche ausiliarie.

    Il vetro è drogato con un materiale che assorbe i neutroni, tipicamente 6 Li o 10 B. Dopo la reazione con un neutrone termico o epitermico in arrivo, le particelle alfa e tritone emesse penetrano nelle sottili pareti di vetro ed entrano nei capillari evacuati dove colpiscono il parete capillare (per lo più due volte). Gli elettroni vengono espulsi da un materiale donatore di elettroni sulla superficie della parete dei capillari. Questi elettroni vengono accelerati in un potenziale posto attraverso la piastra del microcanale, colpendo il muro diverse volte, espellendo nuovi elettroni, ecc. Una valanga di elettroni esce dai canali con una corrente sufficientemente grande da essere registrata dai dispositivi di rilevamento degli elettroni. Gli MCP sono in grado di amplificare segnali estremamente deboli di 10 3 –10 7 , producendo segnali di uscita che possono essere facilmente gestiti da apparecchiature elettroniche ausiliarie.

    I microcanali sono solitamente di una geometria circolare o quadrata con pori larghi 6-12,5 μm con spaziatura da centro a centro di 7,2-15 μm. Lo spessore del disco è tipicamente 40-250 volte più grande del diametro dei pori (l/D o rapporto di aspetto), risultando in spessori tipici dei wafer di soli 0,4-1 mm. Gli MCP possono essere fabbricati con un'area attiva ≥ 10 × 10 cm 2 .

    Sebbene la miscela di vetro possa contenere solo una proporzione limitata di atomi che assorbono neutroni, questa carenza è compensata nei collimatori MCP dalla possibilità di produrre strutture con proporzioni molto grandi. Il rapporto tra la lunghezza dei pori e la sua larghezza LMCP/d per la tecnologia attuale può arrivare fino a 250:1.

    Questi rivelatori hanno diverse aree di utilizzo, ma soprattutto all'interno degli esami di diffusione di neutroni, radiografia e tomografia poiché forniscono proprietà sensibili alla posizione con risoluzione spaziale nell'intervallo 20-50 μm.


    Che aspetto ha l'area attiva su un tipico rivelatore basato su CCD? - Astronomia

    ST-4000XCM
    4.2 Megapixel, Colore scatto singolo,
    Telecamera CCD autoguidata

    Aggiornamento 26 novembre 2007:Il nostro acquisto speciale di CCD KAI-4020CM è ora esaurito dagli ordini che abbiamo ricevuto e lo speciale (edizione limitata) della fotocamera ST-4000XCM è esaurito. Aggiornamento 31 marzo 2008: Continueremo a offrire la fotocamera ST-4000XCM con il nuovo CCD KAI-4022CM come una normale fotocamera modello ST al prezzo di listino USA di $ 4495.

    L'ST-4000XCM è una nuova aggiunta alla linea "ST" di telecamere autoguidanti. Utilizza un grande CCD a colori KAI-4022CM da 4,2 megapixel. Questa dimensione CCD era precedentemente disponibile solo in un corpo macchina STL. Il CCD KAI-4022CM ha 2048 x 2048 pixel a 7,4 micron quadrati. Questo è lo stesso CCD di dimensioni utilizzato nella fotocamera STL-4020. Il KAI-4022CM è disponibile in un'unica classe senza difetti di colonna. Il KODAK DIGITAL SCIENCE KAI-4022CM è un sensore di immagine multi-megapixel ad alte prestazioni progettato per un'ampia gamma di applicazioni scientifiche, di imaging medico e di visione artificiale. I pixel quadrati da 7,4 mm con microlenti offrono un'elevata sensibilità. La struttura di drenaggio verticale del trabocco fornisce protezione antifioritura e consente l'otturatore elettronico per un controllo preciso dell'esposizione a 0,001 secondi. Altre caratteristiche includono basso rumore di lettura, bassa corrente di buio, ritardo trascurabile e bassa sbavatura. Questo CCD utilizza un amplificatore di uscita ad alto guadagno che riduce il rumore di lettura di quasi la metà rispetto alle versioni precedenti. I nostri test preliminari di questo CCD installato nel prototipo del corpo macchina ST mostrano un rumore di lettura inferiore a 8 erms e una corrente di buio inferiore a 0,1 e- a 0 gradi C. Il CCD KAI-4022CM è un rilevatore a scansione progressiva con un sensore attivo area dell'immagine di 15,2 x 15,2 mm.

    • Il più grande CCD disponibile in una telecamera della serie ST - 100% più grande dell'ST-2000XCM
    • CCD a colori a scatto singolo con protezione anti-blooming 300X
    • 4,2 milioni di pixel: 2.048 x 2.048 a 7,4 micron
    • Alta risoluzione su telescopi più piccoli con pixel quadrati da 7,4 micron
    • Autoguida TC-237H integrata per l'autoguida
    • Autoguida esterna con la testina di guida remota opzionale contenente un CCD TC-237H
    • Otturatore meccanico per scuri automatici
    • Otturatore elettronico per tempi di esposizione fino a 0,001 secondi
    • Buona sensibilità
    • Basso rumore di lettura
    • Bassa corrente di buio
    • Raffreddamento termoelettrico con sola aria o con circolazione d'acqua
    • Download veloci: 10 secondi per un'immagine full frame ad alta risoluzione, 2 secondi per un quarto di frame
    • Software professionale
    • Facile da usare
    • Complemento completo di accessori personalizzati opzionali
    • Prezzo basso
    • Qualità e supporto SBIG

    Questo generoso CCD da 4,2 Megapaixel è due volte più grande del KAI-2020CM utilizzato nella fotocamera ST-2000XCM. È circa il 50% più grande del CCD KAF-3200ME utilizzato nell'ST-10XME. Con una misura diagonale di

    21,5 mm, è il CCD più grande attualmente disponibile nel corpo macchina della serie ST. A causa delle dimensioni del pacchetto del sensore, questa fotocamera è disponibile solo nel colore a scatto singolo nel corpo ST, senza ruota portafiltri. Per il monocromatico con filtri da 2 pollici, non ci sono risparmi significativi rispetto al modello STL che include una ruota portafiltri da 2 pollici.

    La fotocamera ST-4000XCM è dotata di un filtro di blocco UV+IR integrato, progettato su misura, rivestito MAR per un bilanciamento del colore ottimale nell'imaging astronomico e prestazioni migliorate con obiettivi della fotocamera e rifrattori veloci corti. Le caratteristiche di questo filtro personalizzato sono essenzialmente le stesse del filtro di blocco UV+IR Baader separato ("Filtro di luminanza" che includiamo con altre fotocamere a colori a scatto singolo. Poiché non è necessario alcun filtro di blocco UV/IR esterno, l'utilizzo di un obiettivo della fotocamera è una semplice questione di collegare un adattatore per obiettivo. Il filtro UV+IR integrato aiuta a modellare il cut-off rosso ma non attenua in modo significativo le importanti lunghezze d'onda di H-alfa e [SII]. Il filtro UV+IR ha una trasmissione migliore del 97% a H-alfa. Inoltre, le curve di trasmissione dei filtri RGB sul CCD stesso posizionano la lunghezza d'onda per lo più indesiderata dell'inquinamento luminoso di sodio nello spazio minimo tra i filtri rosso e verde mentre passano H-alfa e [SII]. La trasmissione rossa di picco è di circa 525 nm. A titolo di confronto, le tipiche fotocamere DSLR non modificate tendono ad avere un picco di trasmissione del rosso intorno a 600 nm con un calo significativo dell'H-alfa e quasi nessuna risposta a [SII]. Ciò significa che la reflex digitale è circa due volte più sensibile all'inquinamento luminoso da sodio rispetto all'H-alfa. È vero il contrario per l'ST-4000XCM dove la curva del filtro rosso attenua la linea del sodio e trasmette il doppio della luce vicino all'H-alfa (vedi grafici sotto).

    L'ST-4000XCM supporta la testa di guida remota opzionale ed è completamente compatibile con il nuovo accessorio AO-8 Adaptive Optics. Ha lo scambiatore di calore della telecamera ST standard con capacità di raffreddamento ad acqua. Con un otturatore sia meccanico che elettronico, l'ST-4000XCM può scattare automaticamente fotogrammi scuri secondo necessità con tempi di esposizione da 0,001 secondi a 1 ora. L'autoguida è possibile con il CCD TC-237H integrato o la testina di guida remota opzionale con CCD TC-237H esterno.

    Nota: il QE assoluto per la DSLR è stimato. Vedi ad esempio http://astrosurf.com/buil/d70v10d/spectro3.gif

    Per ulteriori informazioni sulle fotocamere a colori a scatto singolo, dati di confronto, suggerimenti per l'elaborazione delle immagini e alcune immagini campione degli utenti, fare clic qui.

    Un passaggio naturale da una reflex digitale

    A volte ci viene chiesto dagli utenti DSLR che stanno considerando di passare a una camera CCD astronomica dedicata quali vantaggi otterranno in una delle nostre camere CCD astronomiche rispetto a una fotocamera digitale di consumo meno costosa. La risposta, semplicemente, è sensibilità e prestazioni. Quindi cosa rende una camera CCD astronomica più sensibile e performante? I paragrafi seguenti affrontano brevemente i vari fattori che rispondono a questa domanda:

    Le reflex digitali sono progettate per scattare foto di scene terrestri in condizioni di luce diurna, dove solitamente c'è molta luce naturale o artificiale fornita dal fotografo. Contrasto, luminosità e gamma dinamica nelle scene sono alti. Le esposizioni sono generalmente molto brevi, da frazioni di secondo fino a diversi secondi. Il rumore inerente alla fotocamera in genere non è un grosso problema perché le scene terrestri forniscono un segnale abbondante rispetto a qualsiasi rumore della fotocamera. Alcune fotocamere consumer sono andate oltre e includono una modalità di "riduzione del rumore" in cui viene sottratto un frame scuro o vengono eseguite altre fasi di elaborazione nella fotocamera per ridurre livelli di rumore inaccettabili per scene scure che richiedono esposizioni più lunghe. Anche con questo miglioramento, tuttavia, le fotocamere digitali consumer sono generalmente limitate a esposizioni di pochi minuti prima che il rumore della fotocamera diventi un problema quando vengono utilizzate per l'astronomia.

    Le camere astronomiche CCD sono progettate fin dall'inizio per fotografare oggetti molto deboli di notte su uno sfondo scuro, il proverbiale gatto nero in un bidone del carbone. Non è possibile aggiungere luce artificiale per illuminare la scena. Contrasto, luminosità e gamma dinamica sono in genere molto bassi. Spesso gli oggetti sono solo di qualche punto percentuale più luminosi dello sfondo. La luce dell'oggetto è scarsa e sono possibili esposizioni singole fino a un'ora. L'elettronica della fotocamera è progettata dal primo all'ultimo passaggio per contribuire con il minor rumore possibile a un'immagine entro certi limiti pratici. La principale fonte di rumore proveniente dalla fotocamera nelle lunghe esposizioni, tuttavia, è la corrente oscura nel CCD stesso. Questa è una carica generata termicamente che può essere ridotta solo raffreddando il sensore.

    Altri hanno confrontato la sensibilità delle fotocamere basate su CCD Kodak con la sensibilità delle popolari fotocamere DSLR Canon e Nikon. Johannes Schedler, noto per le sue eccellenti immagini astronomiche DSLR, ha confrontato la sensibilità della fotocamera STL-11000M con la sua Canon 10D e ha scoperto che la STL-11000M è circa 4 volte più sensibile. Christian Buil ha confrontato in modo indipendente le reflex digitali Canon 10D, Canon 20D e Nikon D70 con una fotocamera CCD monocromatica Kodak 0402ME e ha trovato la 0402ME significativamente più sensibile. Dalle curve di efficienza quantica del KAI-4020M vediamo che la sensibilità del monocromatico KAI-4021M (e della sua controparte più piccola, il KAI-2020) è leggermente superiore a quella del KAI-11000M. Tenendo conto di ciò e dell'effetto dei filtri colorati, è lecito concludere che la ST-4000XCM è più sensibile di una tipica fotocamera DSLR alle lunghezze d'onda del blu e del verde e significativamente più sensibile al rosso e all'H-alfa. La mancanza di sensibilità al rosso della reflex può essere attenuata in una certa misura modificando la fotocamera, ma anche in questi casi, le esposizioni sono ancora limitate a circa 10 minuti a causa della corrente di buio nel sensore CCD o CMOS. Il raffreddamento termoelettrico dell'ST-4000XCM e la bassa corrente di buio iniziale consentono alla telecamera di esporre un'ora alla volta, se lo si desidera e le condizioni lo consentono.

    La prima immagine di luce a destra è una singola esposizione autoguidata di 30 minuti ottenuta tramite un rifrattore TeleVue 4" f/5 di Alan Holmes mentre testava le prestazioni di guida del prototipo della fotocamera ST-4000XCM. L'immagine viene ridotta al 25% per la visualizzazione.

    Oltre all'efficienza quantica e alla risposta spettrale, la sensibilità al segnale debole viene migliorata poiché il rumore della telecamera viene ridotto. Nel caso del CCD KAI-4021CM il rumore di lettura è eccezionalmente basso, tipicamente intorno agli 8erms. Anche la corrente di buio è piuttosto bassa, inferiore a circa 0,1 e- a 0 gradi C. I produttori di fotocamere DSLR possono adottare misure nei loro progetti di circuiti per ridurre il rumore dai loro componenti elettronici, ma c'è poco che possono fare nella progettazione dei circuiti per ridurre l'oscurità corrente (e quindi il rumore della corrente oscura) che è sempre presente in un'immagine perché la corrente oscura è una proprietà del CCD stesso. La corrente scura in un'immagine aumenta in proporzione alla lunghezza dell'esposizione. Per l'imaging terrestre, con brevi esposizioni, la corrente oscura è così piccola che di solito può essere ignorata. Tuttavia, per le esposizioni più lunghe necessarie per l'imaging astronomico, la corrente oscura è in genere la principale fonte di rumore proveniente dalla fotocamera. Fortunatamente, un'altra caratteristica dei CCD è che la corrente oscura aumenta con la temperatura. Al contrario, abbassando la temperatura del dispositivo si abbassa la corrente di buio. Questo è un fattore così importante per l'imaging astronomico che praticamente ogni buona camera CCD astronomica dedicata ha qualche accorgimento per abbassare la temperatura del CCD, anche se è solo l'aggiunta di un dissipatore di calore per dissipare passivamente il calore dal dispositivo. La telecamera ST-4000XCM ha un raffreddamento termoelettrico integrato che ridurrà significativamente la temperatura del CCD con la sola aria e ancora di più con la circolazione dell'acqua. La corrente di buio del KAI-4021CM viene ridotta del 50% per ogni goccia di

    6 gradi C. Il raffreddamento del CCD da 30 a 40 gradi al di sotto dell'ambiente riduce la corrente di buio di circa 100 volte. Questo è solo un vantaggio significativo di una fotocamera CCD astronomica e una limitazione principale con una fotocamera DSLR consumer.

    Le esposizioni più lunghe richiedono una guida. Le migliori immagini di oggetti deboli dello spazio profondo che vedrai sono il risultato di esposizioni relativamente lunghe, di solito da molti minuti fino a diverse ore di tempo di esposizione totale. Praticamente ogni montatura per telescopio realizzata per l'astronomia amatoriale richiede correzioni guida durante le lunghe esposizioni per evitare che le stelle appaiano come strisce invece che punti. La necessità di ciò dipende dalla lunghezza focale che si sta utilizzando, dalla risoluzione desiderata nell'immagine finale e dalla qualità della montatura. Ma in generale, è necessaria una guida per ottenere i migliori risultati durante l'imaging di oggetti scuri anche con i migliori supporti. Quando si esegue l'imaging con una DSLR, è possibile aggiungere una guida separata per svolgere questo compito. C'è il costo aggiuntivo e la complessità associati a questo: un cannocchiale guida separato, un buon sistema di montaggio e il controllo di due telecamere contemporaneamente. La fotocamera ST-4000XCM, d'altra parte, ha un secondo CCD integrato nella fotocamera accanto al CCD di imaging. Questo CCD di guida TC-237H è 657 x 495 pixel a 7,4 micron quadrati. È lo stesso CCD che abbiamo usato precedentemente come CCD principale nella camera ST-237 e nella camera/autoguida STV. Questo CCD di guida è controllato con lo stesso software che controlla la telecamera. Non c'è nient'altro da acquistare, nessun cavo esterno o requisiti di montaggio, e poiché il CCD di guida integrato guarda attraverso lo stesso tubo ottico del CCD di imaging, è il modo più accurato per guidare una lunga esposizione, in particolare quando si esegue l'imaging a una lunghezza focale relativamente lunga. Se lo si desidera, tuttavia, è facile aggiungere una guida esterna all'ST-4000XCM. Basta collegare la testina di guida remota opzionale all'ST-4000XCM e la guida può essere eseguita utilizzando una disposizione ottica a lunghezza focale più corta come l'eFinder. I test di guida visti nella coppia di immagini in alto a destra sono stati realizzati con una montatura intenzionalmente impostata con uno scarso allineamento polare per testare la capacità di guida della combinazione di testina remota ed eFinder in condizioni non ideali. Prima è stata scattata un'esposizione non guidata di 10 minuti per mostrare l'entità dell'errore (a sinistra), quindi è stata attivata l'autoguida ed è stata scattata una seconda esposizione di 10 minuti per determinare quanto bene l'errore è stato corretto (a destra).

    La fotocamera ST-4000XCM supporta completamente il sistema di ottica adattiva AO-8. SBIG, in concerto con Benoit Schillings e Brad Wallis, ha introdotto il primo sistema di ottica adattiva conveniente per l'imaging di oggetti dello spazio profondo con telecamere CCD amatoriali. Questo era l'AO-7. Da allora, abbiamo aggiunto un AO-L di seconda generazione per le nostre fotocamere di grande formato e il più recente AO-8 sostituisce il vecchio AO-7. L'AO-8 è controllato dal CCD di guida integrato nella telecamera o dal CCD di guida esterno nella testina di guida remota. Il movimento di una stella guida viene monitorato e vengono apportate correzioni a un elemento ottico nel percorso della luce per stabilizzare l'immagine sul CCD principale. Questa tecnica può portare a una migliore risoluzione e immagini più nitide. Nel caso di una montatura scadente, può fare la differenza tra un'immagine inutilizzabile e una buona. Nel caso di una buona montatura e di un buon seeing può fare la differenza tra una buona immagine e una ottima. Rispetto al vecchio AO-7, il nuovo AO-8 può seguire una stella guida che si sposta su un intervallo molto più ampio, circa 40 secondi d'arco. Poiché la maggior parte delle montature di buona qualità è in grado di ridurre l'errore periodico entro questo intervallo, non è nemmeno necessaria alcuna connessione alla montatura per guidare le lunghe esposizioni con precisione al secondo d'arco utilizzando l'AO-8 e la ST-4000XCM (o qualsiasi fotocamera ST). Inoltre, l'AO-8 è in grado di compiere movimenti migliori e più veloci di quelli che si possono fare cercando di correggere la montatura. Questo è un enorme vantaggio e una comodità. Le immagini sopra, a destra, sono entrambe esposizioni di 15 minuti della stessa stella doppia scattate nella stessa notte attraverso lo stesso telescopio, una subito dopo l'altra, ingrandite del 300%. L'immagine a sinistra è senza l'AO e l'immagine a destra è con l'AO acceso. In questo caso l'AO ha migliorato la luminosità (valore di picco) e la risoluzione (FWHM) di circa il 30%.

    Dopo tutto è stato detto e fatto, se una fotocamera è difficile da usare al telescopio, non importa quanto sia buono l'hardware, la qualità dell'immagine potrebbe risentirne. Mettere a fuoco, inquadrare un oggetto difficile da vedere, elaborare i risultati, ecc., tutto va nel risultato finale. Un buon software rende queste e altre attività più facili da eseguire. La DSLR è progettata per essere utilizzata nelle proprie mani senza un ampio controllo esterno delle funzioni della fotocamera quando è collegata a un telescopio di notte. Può essere fatto, di solito aggiungendo software di terze parti come Maxim. Questo può aggiungere un costo che deve essere considerato. Come tutte le altre fotocamere SBIG, la ST-4000XCM include un software più eccellente di qualsiasi altra fotocamera di qualsiasi altro produttore, oltre ad alcuni extra. Ecco il software che ottieni con l'ST-4000XCM:

    CCDOPS versione 5 è il software di controllo della fotocamera completo di SBIG per Windows. Il nostro pacchetto software si è evoluto negli ultimi 15 anni e più in uno dei migliori, se non il migliore, pacchetti di controllo per fotocamere di base offerti da qualsiasi produttore di fotocamere CCD astronomiche. Questo software controlla tutte le funzioni della fotocamera, autoguida, autoguida, ruota dei filtri colore e ottica adattiva. Ha anche elaborazione del colore a scatto singolo facile da usare per Telecamere a colori SBIG. CCDOPS è gratuito con tutte le telecamere SBIG e può essere scaricato gratuitamente dal nostro sito web.

    CCDSoftV5 Pacchetto software astronomico professionale. Sviluppato congiuntamente da SBIG e Software Bisque, CCDSoftV5 incorpora molte delle funzioni di controllo della fotocamera di CCDOPS, oltre a funzioni di controllo della fotocamera aggiuntive, oltre a molte altre funzioni di astrometria, elaborazione delle immagini e controllo del telescopio. CCDSoftV5 è incluso con le telecamere CCD SBIG senza costi aggiuntivi. Acquistato separatamente costa $ 349.

    TheSky Versione 5 TheSky Versione 5 è il noto planetario di Software Bisque e inizia il pacchetto software di creazione di grafici che include il controllo del telescopio per molti modelli di telescopi popolari.Questo è uno strumento indispensabile per pianificare una sessione di imaging serale. Gli indicatori del campo visivo per il CCD di imaging e tracciamento, oltre alla possibilità di collegare le immagini con CCDSoftV5, rendono TheSky uno dei programmi planetari più utili che possiate possedere. TheSky versione 5, livello II, (demo completamente funzionante) è incluso con tutte le telecamere SBIG senza costi aggiuntivi. Gli aggiornamenti da Software Bisque sono disponibili ai livelli superiori e all'ultima versione 6.

    Equinozio Il software EquinoX per i sistemi operativi Mac OS-X è un programma planetario che ora include il controllo della fotocamera SBIG (verificare con Microprojects per modelli di fotocamera specifici). Una copia gratuita di EquinoX sarà fornita su richiesta ai nuovi acquirenti di camea SBIG che eseguono sistemi Mac OS-X. Acquistato separatamente costa $49

    Versioni di prova e sconti

    Massimo DL/CCD Maxim è il principale pacchetto software di terze parti che supporta le telecamere SBIG. Come sistemazione speciale per gli acquirenti di fotocamere SBIG, SBIG offre un certificato di sconto per Maxim DL/CCD a $ 50 di sconto sul prezzo di listino con qualsiasi nuova fotocamera (versione di prova di 30 giorni disponibile da Diffraction Limited).

    Titoli CCDWARE: Un CD con versioni di prova gratuite per 60 giorni di tutti i titoli CCDWARE e un certificato di sconto che offre uno sconto del 25% sul prezzo di uno dei titoli inclusi di seguito:

    La nuova astronomia CCD è un ottimo libro per principianti. Ti guida attraverso ogni aspetto dell'imaging CCD, dalla selezione di una fotocamera allo scatto e all'elaborazione delle prime immagini. Un esame molto approfondito di questo nuovo aspetto dell'astronomia amatoriale. I nuovi acquirenti di fotocamere ottengono un certificato di sconto di $ 10. Acquistato separatamente costa $49.

    Ogni nuovo sistema di telecamere ST-4000XCM include tutto il necessario per:


    Introduzione

    Questo documento descrive la configurazione iniziale di STACEE, un nuovo rivelatore di raggi gamma a terra. Prima di affrontare il rivelatore stesso forniamo un breve riassunto dell'attuale situazione sperimentale nell'astronomia di raggi gamma e mostriamo la motivazione per STACEE e rivelatori simili.

    L'astronomia dei raggi gamma è recentemente diventata un'area di ricerca molto interessante. Durante la vita del Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) della NASA da aprile 1991 a maggio 2000 e in seguito alla costruzione di rivelatori a terra durante gli anni '90 x 27, il campo ha registrato una rapida crescita. La quantità e la qualità dei dati sono aumentate e la comprensione teorica dell'astrofisica correlata è notevolmente migliorata.

    Due strumenti che erano a bordo della CGRO sono di particolare interesse per l'astrofisica delle alte energie. Il Burst and Transient Source Experiment (BATSE) ha accumulato un ampio set di dati di enigmatici lampi di raggi gamma (GRB) e l'Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) ha prodotto un catalogo di oltre 200 sorgenti puntiformi ad alta energia [1]. Sei di queste sorgenti sono state identificate con pulsar all'interno della nostra galassia e più di 70 sono stati trovati come nuclei galattici attivi (AGN) a grandi distanze. Le controparti ottiche o radiofoniche per le restanti sorgenti devono ancora essere identificate.

    Il telescopio EGRET ha rilevato i raggi gamma convertendo i raggi gamma in coppie e + e - in un dispositivo di tracciamento a camera di scintilla circondato da uno scudo anti-coincidenza che ha posto il veto alle particelle cariche. Quest'ultima caratteristica garantiva un eccellente rapporto segnale-sfondo. EGRET poteva operare in questo modo perché era in orbita sopra l'atmosfera terrestre. Quindi era necessariamente un piccolo rivelatore e poteva guardare solo sorgenti al di sotto di circa 10 GeV. Questo limite superiore è stato dato dalle statistiche, il valore esatto è stato definito dalla forza intrinseca della sorgente, dalla pendenza del suo spettro e dal tempo di osservazione assegnato.

    La maggior parte dei rivelatori di raggi gamma a terra utilizzano la tecnica atmosferica Cherenkov. La maggior parte assomiglia al telescopio Whipple [2], che è stato il primo esperimento a rilevare in modo convincente le sorgenti di raggi gamma. I tipici telescopi Cherenkov rilevano i raggi gamma utilizzando grandi specchi orientabili per raccogliere e focalizzare la luce Cherenkov prodotta dagli elettroni relativistici nelle piogge d'aria risultanti dalle interazioni dei raggi gamma ad alta energia nell'atmosfera superiore. Questa luce Cherenkov è distribuita a terra in una vasca circolare con un diametro di 200–300 m. I telescopi Cherenkov devono catturare solo una piccola parte del pool totale per rilevare un raggio gamma, quindi i telescopi hanno aree di raccolta efficaci molto grandi rispetto ai rivelatori satellitari, anche se a soglie di energia più elevate.

    La soglia di energia per i telescopi Cherenkov è il risultato di una competizione tra la raccolta di un piccolo numero di fotoni da una doccia a bassa energia e il rifiuto di un gran numero di fotoni dallo sfondo del cielo notturno. È dettato da una serie di parametri importanti, tra cui l'area di raccolta dei fotoni (UN), campo visivo del rivelatore (Ω) , tempo di integrazione (τ) ed efficienza per ottenere un fotoelettrone da un fotone che colpisce lo specchio di raccolta primario (ε). Può essere riassunta nella seguente formula approssimativa: E th ∼ Ωτ Aε . Tutti i parametri tranne UN sono limitati dalla tecnologia attuale (ad es. ε dipende in parte dall'efficienza quantica dei fotocatodi) o dalla fisica della doccia d'aria (es. τ non può essere inferiore al tempo in cui i fotoni della doccia arrivano al rivelatore). L'unico parametro pratico da controllare è l'area di raccolta dello strumento. Per i rilevatori di immagini della generazione attuale, questo è inferiore a 100 m 2 e le soglie sono generalmente superiori a 300 GeV.

    La gamma di energia tra EGRET ei telescopi Cherenkov è rimasta inesplorata fino a poco tempo poiché non c'erano rivelatori sensibili alla regione da 10 a 300 GeV. Tuttavia, sono in fase di costruzione o messa in servizio nuovi rilevatori che utilizzano il concetto di torre solare. Questo concetto è una variante della tecnica aerea Cherenkov per cui lo specchio collettore è sintetizzato da una serie di grandi specchi orientabili (eliostati) in un'installazione di energia solare a torre centrale. La grande dimensione effettiva dello specchio di raccolta consente di innescare a densità di fotoni inferiori e quindi a energie dei raggi gamma primari inferiori.

    Va notato che i futuri rivelatori satellitari come GLAST [3] esploreranno parte di questa regione ma saranno statisticamente limitati al di sopra di una certa energia che dipenderà dalla forza della sorgente. I rilevatori a terra saranno in grado di integrare le misurazioni satellitari a bassa energia con dati rilevati su intervalli di tempo più brevi. Questo è importante per rilevare l'attività di flaring negli AGN e l'emissione pulsata dalle pulsar. Con tempi di integrazione più lunghi saranno sensibili alle sorgenti più deboli.

    STACEE (Solar Tower Atmospheric Cherenkov Effect Experiment) è progettato per abbassare la soglia dell'astronomia a raggi gamma a terra a circa 50 GeV , vicino al limite superiore dei rivelatori satellitari. Anche altri tre progetti di natura simile, CELESTE [4], [5], SOLAR-2 [6] e GRAAL [7] sono stati realizzati o sono in costruzione di recente.

    STACEE indagherà sulle sorgenti di raggi gamma stabilite e presunte. Uno dei suoi obiettivi principali è quello di seguire gli spettri degli AGN fino a energie superiori a quelle delle misurazioni EGRET per determinare dove gli spettri aumentano drasticamente. Questi cut-off sono previsti poiché, sebbene i telescopi Cherenkov di tipo Whipple abbiano la sensibilità per vedere molti degli AGN EGRET se i loro spettri continuano senza interruzioni, non li hanno rilevati. Questo effetto potrebbe essere dovuto a meccanismi di cut-off intrinseci alla sorgente o ad effetti di assorbimento tra sorgente e rivelatore. Un meccanismo probabile è la produzione di coppie in cui il raggio gamma ad alta energia si combina con un fotone a bassa energia (ottico o infrarosso) dal campo di radiazione di fondo extragalattico. La componente infrarossa (IR) di questo campo è difficile da misurare direttamente, ma può fornire informazioni sull'universo primordiale poiché i fotoni sono reliquie di luce spostate verso il rosso delle prime galassie. La correlazione dei cut-off spettrali con la distanza della sorgente aiuterà a chiarire la natura del campo IR.

    Il campo dell'astronomia dei raggi gamma ad alta energia è stato recentemente rivisto in tre articoli completi [8], [9], [10].


    Come scegliere come fotocamera astronomica
    per soddisfare le tue esigenze di imaging

    di
    Michael Barber / QHYCCD
    Aggiornato a ottobre 2020

    Linee guida per la selezione della migliore fotocamera per il telescopio e le condizioni di osservazione:

    Come nota introduttiva, in realtà ho scritto questo articolo alcuni anni fa, quando le telecamere CCD dominavano il posatoio. Come sono cambiate le cose! Su richiesta di un collega, ho rivisto i problemi e aggiornato i miei consigli in base agli attuali modelli di fotocamere CMOS. Molti dei concetti si applicano ugualmente bene alle fotocamere CCD e CMOS, ma ora ho più familiarità con i prodotti QHYCCD, quindi userò esempi dei nostri modelli CMOS per illustrare alcuni punti dell'articolo.

    1. Costo / Dimensioni

    La migliore fotocamera per te non è sempre la più grande o la più costosa. Una fotocamera costosa con pixel troppo grandi può essere uno spreco di soldi. Una fotocamera economica con molti pixel piccoli potrebbe non essere appropriata per il tuo telescopio e potrebbe soffrire di scarsa sensibilità, sprecando ancora una volta denaro. Una telecamera troppo grande o troppo piccola per il tuo telescopio e la tua montatura risulterà deludente. Una fotocamera troppo grande e pesante può mettere a dura prova la tua montatura. Uno troppo piccolo non ti darà molte soddisfazioni.

    Prenditi del tempo per pensare a come intendi utilizzare la fotocamera e per conoscere i vari fattori che possono influire sulle sue prestazioni per l'uso previsto. Come regola molto generale, le fotocamere astronomiche costano di più quanto più sono grandi. Quindi, più paghi, più grande è il rilevatore e più grande è il campo visivo che è in grado di catturare in un singolo fotogramma. Ci sono eccezioni, ovviamente. Le moderne fotocamere CMOS ora offrono sensori di grandi dimensioni (generoso campo visivo) con pixel relativamente piccoli (alta risoluzione) e una buona sensibilità (QE elevato e basso rumore) a prezzi notevolmente inferiori rispetto alle vecchie fotocamere CCD. Le ottime fotocamere a basso rumore e QE elevato vengono vendute a meno di $ 1000. Quando ho scritto questo articolo per la prima volta, le fotocamere con il KAF-8300 erano rivoluzionarie. 8 Megapixel, sensore di dimensioni ragionevoli e tutto per circa $ 2000. QHYCCD produce ancora una fotocamera con questo sensore, tuttavia è stata chiaramente eclissata dalla più recente pletora di fotocamere con sensori Sony e altri CMOS. Un esempio popolare è la QHY163M, una fotocamera da 16 megapixel con un sensore da 4/3 pollici delle stesse dimensioni della vecchia 8300 che viene venduta a circa la metà del prezzo di una fotocamera basata su 8300. E in concomitanza con questo aggiornamento, stiamo per rilasciare la QHY492M, una fotocamera monocromatica da 4/3 pollici retroilluminata con risoluzione ancora più elevata, QE più elevato e rumore inferiore rispetto alla 163M. Il nuovo 492M avrà un prezzo ben inferiore a $ 1500.

    Dopo la dimensione complessiva del sensore, a parità di altre condizioni, il prezzo è solitamente determinato dal numero di pixel e dalla sensibilità del sensore. Cioè, tra due sensori della stessa dimensione, tipo e sensibilità, il sensore con il maggior numero di pixel costerà generalmente di più. Viceversa, tra due sensori della stessa dimensione, tipo e numero di pixel, il sensore con la maggiore sensibilità costerà generalmente di più. Naturalmente, quindi, un sensore grande con molti pixel e alta sensibilità costa di più e poiché il sensore stesso è spesso il componente più costoso di una fotocamera, più costoso è il sensore, più costosa è la fotocamera.

    Se si intende riprendere principalmente pianeti o oggetti luminosi o ampi campi visivi attraverso sistemi ottici relativamente veloci, la sensibilità potrebbe non essere un fattore così importante quanto la dimensione del sensore e la risoluzione. Se, tuttavia, intendi riprendere piccoli oggetti deboli attraverso un telescopio a lunga focale o se intendi utilizzare filtri a banda stretta o fotometrici, la maggiore sensibilità di uno dei sensori full frame potrebbe essere un fattore importante nella tua decisione.

    Il nostro consiglio per trovare il miglior equilibrio tra questi fattori è quello di impostare un budget per il tuo sistema fotografico e poi, in base ai tuoi interessi principali, acquistare una fotocamera all'interno di quel budget che abbia l'equilibrio desiderato di dimensioni del sensore, sensibilità e risoluzione per adattarsi al tuo telescopio . Ricordati di aggiungere il costo di tutti gli accessori che intendi includere come autoguida, ruote portafiltri, ecc. Alcuni importanti parametri del sensore sono discussi più dettagliatamente di seguito.

    2. Campo visivo

    Il campo visivo (FOV) che la tua fotocamera vedrà attraverso un dato telescopio è determinato dalla dimensione fisica del sensore e dalla lunghezza focale del telescopio. Nota che questo non ha nulla a che fare con il numero di pixel. Un sensore con 512 x 512 pixel quadrati di 20 micron avrà esattamente lo stesso campo visivo di un sensore con 1024 x 1024 pixel quadrati di 10 micron anche se quest'ultimo sensore ha quattro volte più pixel. Questo è anche il motivo per cui il binning 2×2 o 3×3 influisce sulla risoluzione ma non sul campo visivo del sensore.

    I sensori più grandi hanno campi visivi più ampi a una data lunghezza focale. È possibile modificare il campo visivo di un sensore solo modificando la lunghezza focale del telescopio. Utilizzando un riduttore di focale, si riduce la lunghezza focale effettiva del telescopio e si aumenta il campo visivo (e si rende l'immagine più luminosa). Usando una proiezione di barlow o oculare, allunghi efficacemente la lunghezza focale del telescopio e diminuisci il campo visivo (e rendi l'immagine più fioca nel processo)

    Per determinare il campo visivo di un dato sensore, annotare le dimensioni di lunghezza e larghezza (o diagonale) del sensore in millimetri e utilizzare la formula per determinare il campo visivo di quel sensore attraverso qualsiasi telescopio come segue:

    (135,3 x D ) / L = Campo visivo in minuti d'arco

    dove D è la lunghezza o larghezza del sensore in millimetri e L è la lunghezza focale del telescopio in pollici. Puoi usare la stessa formula per trovare il campo visivo diagonale se conosci questa dimensione. Quindi, ad esempio, se volessi conoscere il campo visivo diagonale del QHY174 quando è collegato a un telescopio da 6 pollici f/7, dovresti prima determinare la lunghezza focale del telescopio moltiplicando la sua apertura, 6 pollici, per il suo rapporto focale , 7, per ottenere la sua lunghezza focale, 42 pollici. La dimensione diagonale del sensore è di 13,4 mm. Per calcolare il campo visivo, moltiplicare 135,3 x 13,4 = 1,813 e quindi dividere per la lunghezza focale di 42 pollici = 43,2 minuti d'arco. Abbastanza grande da catturare un disco intero del sole o della luna. A titolo di confronto, il campo visivo diagonale del QHY600 attraverso lo stesso telescopio sarebbe 135,3 x 43,3 = 5.858 diviso per 42 = 139,5 minuti d'arco, circa tre volte il campo visivo. La tabella sopra mostra il campo visivo diagonale calcolato in minuti d'arco per diversi sensori a varie lunghezze focali (senza considerare la risoluzione dei pixel a una data lunghezza focale).

    Una volta che conosci il campo visivo del sensore, è utile sapere quanto sono grandi gli oggetti che intendi riprendere. Gli oggetti celesti sono disponibili in una gamma molto ampia di dimensioni. Nessuna combinazione telescopio/fotocamera è adatta a tutti. A volte gli oggetti di grandi dimensioni vengono ripresi creando un mosaico di più fotogrammi. I pianeti vengono ripresi al meglio con fotocamere più piccole poiché i tempi di download sono più brevi e i pianeti non richiedono un ampio campo visivo per vederli nella loro interezza.

    Per confronto, alcuni oggetti popolari sono elencati nella tabella sopra con le loro dimensioni angolari. È facile vedere che non esiste una combinazione telescopio/fotocamera che possa inquadrare bene tutti questi oggetti. Alcuni degli oggetti più grandi (come la nebulosa nordamericana) possono essere ripresi al meglio utilizzando un obiettivo fotografico.

    3. Sensibilità

    Diverse cose determinano la massima sensibilità del tuo sistema come il rapporto focale, la dimensione dei pixel e l'efficienza quantistica del rivelatore. L'efficienza quantica del sensore è una misura di quanto sia efficiente nel convertire i fotoni di luce in ingresso in elettroni. Gli elettroni in un pixel well vengono contati e determinano il valore di luminosità per quel pixel. Più efficiente è il sensore nel convertire i fotoni in elettroni, maggiore è la sensibilità sulle lunghe esposizioni. Un sensore con QE maggiore richiede meno tempo per acquisire un'immagine con segnale e rumore uguale a quella scattata con un sensore con QE inferiore. L'efficienza quantica di ciascuna delle nuove fotocamere è generalmente annotata nella sezione delle specifiche della pagina della fotocamera e di seguito è mostrato un grafico di confronto di alcuni modelli.

    Quando si considera il QE, tuttavia, tenere presente che è solo un fattore nella sensibilità complessiva del sistema fotocamera/telescopio. Un sistema ottico con un rapporto f/più veloce è più sensibile agli oggetti estesi rispetto a un sistema più lento. Ogni pixel agisce anche come una piccola apertura durante l'imaging di oggetti estesi. Ma i pixel più piccoli possono produrre una risoluzione maggiore senza perdita di sensibilità se abbinati correttamente al tuo telescopio. L'utilizzo di pixel troppo piccoli comporterà un sovracampionamento, ovvero un campionamento dell'FWHM con più pixel necessari. L'utilizzo di pixel troppo grandi risulterà in un sottocampionamento. Il sovracampionamento può causare una certa perdita di sensibilità, mentre il sottocampionamento provoca una perdita di risoluzione dei dettagli.

    L'obiettivo è campionare il FWHM (larghezza intera metà massimo) delle migliori immagini stellari consentite dalla tua visione con 2-4 pixel. Questo darà il miglior equilibrio tra sensibilità e risoluzione. Una buona corrispondenza della dimensione dei pixel con la lunghezza focale (vedi sotto) ottimizzerà la sensibilità del sistema senza compromettere la risoluzione.

    In generale, prova a scegliere un sistema più veloce che puoi gestire che produca una lunghezza focale appropriata per la dimensione dei pixel della tua fotocamera e la dimensione del sensore della tua fotocamera. Oppure, se disponi già di un telescopio con una lunghezza focale e un rapporto focale fissi, seleziona una fotocamera con una dimensione in pixel corrispondente. Questo non è un processo esatto. La lunghezza focale del telescopio può essere regolata utilizzando un riduttore di focale o una barlow. La dimensione dei pixel della fotocamera può essere regolata binning 2×2 o 3×3 per raddoppiare o triplicare efficacemente la dimensione del pixel. Spesso, la fotocamera verrà utilizzata su più di un telescopio. Quindi, non ci si dovrebbe preoccupare troppo di trovare la perfetta corrispondenza tra la dimensione dei pixel e il telescopio. Ma può aiutare a trovare il "centro della strada" per la tua lunghezza focale, dove i cambiamenti nella lunghezza focale o nella dimensione dei pixel amplieranno l'utilità delle combinazioni sensore / telescopio.

    4. Risoluzione (dimensione pixel e lunghezza focale):

    La risoluzione è disponibile in due gusti in questi giorni. Nel mondo commerciale dei dispositivi digitali, la parola risoluzione è spesso usata come sinonimo del numero di pixel utilizzati in un dispositivo. Sei abituato a vedere annunci per scanner con una "risoluzione" di 2.000 x 3.000 pixel, ecc. I monitor dei computer hanno varie impostazioni di "risoluzione" che sono fondamentalmente il numero di pixel visualizzati. Usiamo la parola qui nel suo senso letterale, che è capacità di risolvere i dettagli.

    In genere, la visualizzazione limita la risoluzione di un buon sistema. La visibilità viene spesso misurata in termini di Full Width Half Maximum (FWHM) di un'immagine di una stella su una lunga esposizione. Cioè, la dimensione dell'immagine di una stella in secondi d'arco quando misurata a metà del valore massimo per quella stella in una lunga esposizione. Come regola generale, si vuole campionare una tale immagine stellare con almeno 2 pixel, preferibilmente 3 o anche più a seconda delle fasi di elaborazione da eseguire e della dimensione finale del display desiderata. Ciò significa che se l'atmosfera e il sistema ottico consentono le immagini stellari più piccole, diciamo di 2,6 secondi d'arco di diametro (FWHM), allora è necessaria una lunghezza focale del telescopio e una dimensione dei pixel che consentano a ciascun pixel di vedere da 1/2 a 1/3 di 2,6 secondi d'arco .

    In questo esempio, il campo visivo dei singoli pixel dovrebbe essere nell'ordine di 1,3-0,86 secondi d'arco per pixel per un equilibrio ottimale tra sensibilità dell'oggetto estesa e risoluzione dei dettagli fini. Se miri a un FOV pixel di circa 1 secondo d'arco per pixel, o poco meno, attraverso una data lunghezza focale, allora dovresti andare bene per la maggior parte dei siti tipici e dei requisiti di imaging. Se la tua visione è migliore del normale, dovresti puntare a 0,5 o 0,6 secondi d'arco per pixel. Se il tuo seeing è molto peggiore del normale, puoi cavartela con 1,5 o anche 2 secondi d'arco per pixel. La tabella seguente mostra il campo visivo per pixel per ciascuna delle nostre fotocamere a varie lunghezze focali. Seleziona la lunghezza focale o l'intervallo di lunghezze focali del tuo telescopio in pollici o millimetri e guarda attraverso la tabella per una dimensione in pixel che produca un campo visivo di pixel nell'intervallo che si adatta a te. Sotto la tabella c'è una guida generale della risoluzione da cercare in alcune tipiche condizioni di seeing. Si noti che l'eccezione a queste regole generali è l'imaging planetario in cui, poiché gli oggetti sono relativamente luminosi, la sensibilità non è un problema così grande come lo è per lo spazio profondo e la risoluzione è fondamentale. In questo caso, puntare a 0,25 a 0,5 secondi d'arco per pixel. Alcuni imager planetari utilizzano barlow 2x o 3X con SCT di grandi dimensioni. Un C11 a 2X è 240 pollici FL che produce un FOV pixel inferiore a 0,25 secondi d'arco con tutte le nostre fotocamere per lo spazio profondo più grandi! Ciò richiede ovviamente un'ottima visibilità e una buona dimestichezza con la propria attrezzatura.

    Si noti inoltre che la fotocamera con pixel più piccoli può essere binned 2×2 o anche 3×3 per creare pixel più grandi ed espandere la gamma utile della fotocamera. Tuttavia, il campo visivo complessivo del sensore non cambia e una fotocamera con pixel più grandi e un campo visivo più ampio potrebbe essere preferibile se non verrà utilizzata su strumenti a lunghezza focale più corta.

    Una delle prime cose che potresti notare sul grafico FOV dei pixel (o grafico della risoluzione dei pixel), sopra, è che le telecamere 268, 600 e 411 hanno tutte lo stesso campo visivo di pixel. Questo perché hanno tutti pixel da 3,76 micron. Ciò significa che la fotocamera QHY268 ha la stessa risoluzione (capacità di risolvere i dettagli) della QHY411 anche se ha solo 26 megapixel rispetto ai 150 megapixel di quest'ultima! La grande differenza tra loro è la dimensione complessiva del sensore, cioè il campo visivo. Infine, questa sezione richiede un avvertimento sul fatto che tutti questi sforzi per abbinare la dimensione dei pixel al tuo telescopio sono solo una guida e non dovrebbero essere presi come una regola rigida che devi seguire. Quando la fotocamera QHY600 in formato 35 mm è dotata di un obiettivo standard da 50 mm, ad esempio, vengono regolarmente catturate splendide immagini a campo ampio anche se il campo visivo dei pixel è di 15 secondi d'arco per pixel.

    5. Leggi il rumore

    Tra le diverse possibili fonti di rumore in un'immagine astronomica, la maggior parte di noi si concentra sulla riduzione di una o più delle tre fonti principali: corrente oscura, rumore di lettura e sfondo del cielo. Dei tre, ovviamente, solo i primi due possono essere attribuiti alla telecamera! Ma anche la terza fonte di rumore, lo sfondo del cielo, può essere gestita dalla fotocamera senza doversi spostare sulle Ande per trovare cieli bui. Il rumore di lettura è il rumore che viene introdotto nell'immagine quando il sensore viene letto dopo l'esposizione. A differenza della corrente oscura o del rumore di fondo del cielo, il rumore di lettura non aumenta con il tempo di integrazione. È una dose di rumore per esposizione, che si tratti di un'esposizione di un secondo o di un'ora. Aumenta man mano che si aggiungono più esposizioni per produrre un'immagine finale.

    Se una telecamera ha un rumore di lettura elevato, la strategia di imaging consiste nell'aumentare il tempo di integrazione fino a quando il rumore di lettura diventa insignificante rispetto ad altre fonti di rumore come la corrente scura o lo sfondo del cielo. Se è possibile aumentare il tempo di integrazione trattenendo gli effetti dello sfondo del cielo (ad esempio utilizzando una lunghezza focale lunga e l'imaging tramite filtri a banda stretta), la corrente di buio diventa il fattore di rumore limitante. Il raffreddamento riduce questo colpevole, quindi impiegando questi vari mezzi, sono possibili lunghe esposizioni profonde anche in cieli inquinati relativamente leggeri. I moderni sensori CMOS hanno un rumore di lettura così basso (e una corrente di buio così bassa) che non è più un problema.

    È giusto dire che, oggi, la comparsa di sensori CMOS altamente sensibili ea basso rumore ha cambiato il panorama quando si tratta di filosofia di imaging (e guida). QHYCCD produce telecamere CCD e CMOS utilizzando una varietà di sensori popolari. Guardando il grafico, sotto, è chiaro che anche al minimo guadagno le nostre telecamere CMOS hanno generalmente un rumore di lettura molto più basso rispetto alle nostre telecamere CCD. Ad alto guadagno, dove molte delle nostre telecamere CMOS raggiungono circa 1e- di rumore di lettura, questa differenza è ancora maggiore. Alcuni anni fa, quando i CCD erano il sensore preferito, gli imager hanno lavorato molto duramente per costruire un sistema di guida in grado di tracciare con precisione per ore, non per minuti. L'idea era di "integrare" le esposizioni per ottenere il massimo da ogni fotogramma e ridurre così il contributo del rumore di lettura quando si aggiungono diverse sottoesposizioni. Alcune camere CCD hanno letto un rumore fino a 15 o 20 elettroni. Anche i migliori lottano per leggere il rumore molto al di sotto dei 9 o 10 elettroni e quasi nessuno ha letto il rumore al di sotto dei 5 elettroni.

    Il rumore di lettura MEDIO (ad alto guadagno) delle otto camere CMOS nel grafico, sopra, è un elettrone! Al minimo guadagno, gli stessi otto modelli hanno una media di solo 3.6e-. Con un rumore di lettura così basso, scattare più esposizioni più brevi è diventato un luogo comune, in particolare nell'imaging planetario. Esposizioni più brevi significano meno stress sul sistema di guida, ma richiedono anche che i sensori abbiano un QE elevato per funzionare bene in meno tempo. Questo è ora anche il caso. Confronta, ad esempio, il QE delle camere CMOS e le camere CCD nel grafico dell'efficienza quantistica mostrato nella Parte 1. Il QE di picco medio per i tre sensori CCD in quel grafico è di circa il 56% mentre il QE medio per i quattro sensori CMOS è intorno all'85%. Anche scartando il CMOS più alto e il CCD più basso, la differenza è ancora di circa il 60% contro l'80% e penso che sia giusto dire che questo è abbastanza tipico quando si confrontano i CMOS moderni con i CCD più vecchi. Naturalmente, ci sono eccezioni, ma generalmente è il caso che i moderni sensori CMOS siano più sensibili dei tipici CCD dei giorni passati.

    6. Considerazioni speciali sull'imaging planetario


    Questa immagine di Giove è stata scattata molti anni fa da Ed Grafton utilizzando una fotocamera ST-6 e un telescopio C-14. L'ST-6 aveva 375x242 pixel a 23x27 micron! Il rumore di lettura era 23e- e la corrente di buio era 10e-/p/s a -30C. Il tempo di download per un frame era di 22 secondi. L'ST-6 aveva un sensore monocromatico, quindi questa immagine a colori è stata realizzata con fotogrammi RGB separati ripresi attraverso filtri colorati, ognuno dei quali impiegava 22 secondi per essere scaricato. La fotocamera è stata venduta per circa $ 3000 (20 anni fa).

    Sulla base di tutto ciò che è stato detto in questo articolo, non c'è nulla su questa fotocamera che ti porti a selezionarla per l'imaging planetario (o qualsiasi altro tipo di immagine per quella materia) ma questa immagine non è poi così male! Volevo includerlo qui per illustrare due cose: in primo luogo, l'imaging planetario non è più quello di una volta e, in secondo luogo, che nonostante abbia capito tutti i minimi dettagli di ciò che è ottimale, la persona che scatta l'immagine e la sua posizione giocano il ruoli più importanti nei risultati. Non bisogna essere troppo ossessionati dalle specifiche e dai dettagli tecnici.

    La disponibilità di sensori con un QE elevato e un rumore di lettura molto basso ha facilitato un approccio diverso all'imaging dei pianeti. Nell'imaging dello spazio profondo sono generalmente necessarie esposizioni più lunghe per catturare i dettagli più sottili di oggetti molto deboli. Ma per i pianeti, che sono molto più luminosi, la chiave è prendere le esposizioni più brevi possibile per "congelare" il seeing e poi impilare centinaia o migliaia di queste immagini per far emergere i minimi dettagli.

    Oggi, il più delle volte, l'imaging planetario viene eseguito con una fotocamera piccola, veloce e non raffreddata come la QHY5III462C. Rispetto all'ST-6 ha 23 volte più pixel, 46 volte meno rumore di lettura e può catturare quasi 3.000 immagini nel tempo impiegato dall'ST-6 per scaricare un fotogramma. E costa 1/10 di tanto. Il 462C ha anche 2,9 um pixel rispetto agli enormi 23x27 um pixel dell'ST-6.

    Per ottenere una scala dell'immagine leggermente migliore di 0,25 secondi d'arco con il suo ST-6, Ed ha utilizzato la proiezione oculare per aumentare efficacemente la lunghezza focale del suo C14 a 24.000 mm (f/68). Per ottenere la stessa scala di pixel con la fotocamera 462C, è necessaria una lunghezza focale di circa 1/10 di quella di Ed - circa 2400 mm, o molto più o meno la lunghezza focale tipica di un C11 a fuoco primario. Come accennato in precedenza, l'enfasi oggi è prendere centinaia o migliaia di immagini, quindi classificarle e impilarle per far emergere i dettagli, in modo simile nell'applicazione all'"imaging fortunato". Questo semplicemente non era possibile con le telecamere CCD che avevano un alto rumore di lettura e impiegavano 22 secondi per scaricare un singolo fotogramma per l'avvio.

    Christopher Go con QHY5III462C e C14 Damien Peach con QHY5III462C e C 14

    Forse i due migliori imager planetari dilettanti al mondo oggi sono Christopher Go e Damien Peach. Entrambi usano i cannocchiali C-14 con le loro fotocamere planetarie. Christopher Go utilizza un QHY5III290M o QHY5III462C. Damien Peach utilizza diverse fotocamere e recentemente ha realizzato alcune immagini incredibili con una QHY5III462C. In tutti i casi la scala dei pixel è di circa 0,15 arcsec. Anche se questo sembrerebbe violare la formula per la dimensione ottimale dei pixel per lunghezza focale utilizzata per l'imaging dello spazio profondo, i loro risultati dimostrano chiaramente che l'imaging planetario è un'eccezione che ha le sue regole e la risoluzione è il re.

    7. Raffreddamento e rumore della corrente di buio

    Il raffreddamento e il rumore della corrente oscura aumentano con il tempo di esposizione e sono quindi problemi più significativi nell'imaging dello spazio profondo. Sono menzionati insieme perché l'uno dipende dall'altro. La corrente oscura è la generazione di elettroni nel sensore stesso solo in virtù dell'accensione. Si chiama corrente oscura perché produrrà questi elettroni nei pixel anche se non stai esponendo il sensore alla luce durante un'integrazione (cioè, scattando un'esposizione in completa oscurità). La corrente di buio è solitamente espressa come elettroni per pixel al secondo a una temperatura specifica. (ad esempio, e-/p/s @ -15C).

    Una fortunata proprietà della corrente oscura è che è maggiore a temperature più elevate e si riduce a temperature più basse. Questo è il motivo per cui il raffreddamento dei sensori CCD e CMOS è una caratteristica comune del design delle fotocamere destinate a lunghe esposizioni. Un'altra fortunata proprietà della corrente oscura è che crea uno schema abbastanza ripetibile. Ciò significa che è possibile acquisire un'immagine solo della corrente oscura (un "cornice scuro") e sottrarre il risultato da un fotogramma chiaro per rimuovere lo schema della corrente oscura da un'esposizione di lunga durata, lasciando solo il rumore casuale. Ovviamente, minore è la corrente scura, minore sarà il rumore dopo aver sottratto il dark frame. Il rumore associato alla corrente oscura viene talvolta definito anche "rumore termico". Il rumore della corrente di buio segue le statistiche di Poisson, il rumore della corrente di buio rms è la radice quadrata della corrente di buio.

    Poiché la corrente di buio può essere ridotta nei sensori CCD e CMOS riducendo la temperatura del sensore, quasi tutte le fotocamere astronomiche destinate ad essere utilizzate per lunghe esposizioni dispongono di un raffreddamento termoelettrico del sensore. Tipicamente, la corrente di buio presente nel sensore viene ridotta del 50% per circa ogni 6-7 gradi C di raffreddamento. In altre parole, se il sensore ha 10e-/pixel/secondo di corrente di buio a 25 gradi C, e la temperatura del viene abbassata a 18 o 19 gradi C, allora la corrente di buio sarà ridotta a soli 5e-/pixel/secondo , e se la temperatura viene abbassata di altri 6 o 7 gradi a circa 12 o 13 gradi C, allora la corrente oscura sarà
    2.5e-/pixel/secondo e così via.

    Quando questo articolo è stato scritto per la prima volta, le telecamere con meno di circa 0,1e- di corrente oscura a zero gradi C erano considerate piuttosto basse. Ciò significava che non era necessario un raffreddamento drastico del sensore per ottenere una corrente di buio molto bassa in condizioni operative tipiche. Il raffreddamento di un sensore 8300 a -20C, ad esempio, ha ridotto la corrente di buio a soli 0,01 e-/pixel/secondo. Per raggiungere una corrente di buio comparabile con, diciamo, un sensore KAF-3200, richiederebbe un raffreddamento a -40C e per un KAF-1001 con i suoi grandi pixel da 24um, una corrente di buio così bassa non potrebbe essere raggiunta anche se il sensore fosse raffreddato a - 50C. Ancora una volta, tutto questo è cambiato con l'attuale livello della tecnologia CMOS. Il grafico seguente confronta l'effetto del raffreddamento sulla corrente di buio di un sensore 8300 e il nuovo IMX571 di Sony utilizzato nelle nuove fotocamere QHY268.

    A zero C, dove l'8300 ha circa 0,1 e- di corrente di buio, il sensore Sony ha meno di 0,005 e-. Circa 20 volte inferiore! E dove l'8300 raggiunge 0,01e- a -20C, la parte Sony raggiunge lo stesso livello di corrente oscura a +10C.

    Ciò significa che nelle moderne fotocamere astronomiche CMOS, il raffreddamento drammatico non è un requisito fondamentale come lo era una volta per i CCD più rumorosi nei giorni passati. Raffreddamento dei sensori CMOS a -20C o
    -30C è sufficiente per ridurre la corrente di buio a livelli quasi insignificanti. A -20C, ad esempio, il sensore 8300 ha 0,01 e- di corrente di buio, mentre l'IMX571 ha uno 0,0005 e- incredibilmente basso.

    8. Rumore di fondo del cielo

    L'illuminazione o la luminosità dello sfondo del cielo è il numero di conteggi nell'immagine in aree prive di stelle o nebulosità ed è dovuto alle luci della città e al bagliore del cielo. A differenza del rumore di lettura, lo sfondo del cielo e il rumore della corrente scura si accumulano nel tempo. Alti livelli di sfondo del cielo possono aumentare il rumore nelle immagini proprio come la corrente oscura.

    La maggior parte di noi vive in o vicino ad aree urbane dove lo sfondo del cielo è maggiore di quello che è fuori nel paese. Lo sfondo del cielo è spesso il fattore limitante nell'acquisizione di immagini astronomiche, a meno che non si abbia cieli molto scuri o si immagini attraverso filtri a banda stretta. Nella nostra zona, qui a Santa Barbara, a f/6, siamo in genere limitati a circa 10 - 15 minuti di tempo di esposizione prima che lo sfondo del cielo sopraffà il rumore della corrente oscura.

    Le mappe dell'Europa e del Nord America della pagina precedente sono colorate in base alla luminosità dello sfondo del cielo e la legenda descrive la luminosità in termini di ridotta percezione visiva del cielo notturno:

    Nero - Cielo incontaminato
    Blu - Degradato vicino all'orizzonte
    Verde - Degradato allo zenit
    Giallo - Cielo naturale perso
    Rosso - Via Lattea persa
    Bianco - Coni attivi

    Lo spettro dello sfondo del cielo (a seconda di dove vivi) ha un picco significativo di intensità intorno a 5577 angstrom (circa 558 nm) proprio tra le bande passanti del filtro verde e rosso in un set di filtri RGB. Molti anni fa, il mio compagno di allora, Alan Holmes, progettò filtri LRGB con uno spazio tra i filtri verde e rosso per bilanciare l'intensità di O-III e H-a dalla nebulosa a emissione, pur riproducendo correttamente il continuum delle stelle di sfondo. Questo divario coincideva anche con lo spettro di sfondo a 558 nm e quindi riduceva lo sfondo del cielo durante l'imaging a colori. Quando è stato introdotto, questo design è stato criticato da alcuni (che stavano realizzando i propri progetti di filtri) ma i risultati ottenuti con questo design sono stati spettacolari ed è interessante vedere oggi diversi produttori di spicco che utilizzano un approccio simile al design della trasmissione del filtro LRGB (Vedi ad esempio il grafico dei filtri RGB visualizzato nella sezione ruote portafiltri e filtri).

    Un altro modo per ridurre lo sfondo del cielo consiste nell'utilizzare semplicemente un filtro rosso o un filtro LPR per l'imaging monocromatico o filtri a banda stretta durante l'imaging di determinati tipi di oggetti. L'imaging con filtri a banda stretta riduce significativamente lo sfondo del cielo consentendo solo una banda passante stretta a lunghezze d'onda selezionate per nebulose che emettono luce nelle lunghezze d'onda di H-alfa e/o O-III. Con un filtro H-alpha, ad esempio, le esposizioni da mezz'ora a un'ora non sono un problema nella nostra posizione, dove da 15 a 20 minuti sarebbe il limite senza filtri.

    9. Guida e allineamento polare


    La necessità di una guida è spesso trascurata – o pensata solo dopo tutto il resto – quando inizialmente si costruisce un sistema di imaging. La guida è una funzione estremamente importante nell'imaging astronomico che non dovrebbe essere banalizzata. Senza una buona guida non otterrai immagini molto buone. Una buona guida inizia con un buon allineamento polare del cannocchiale. Se il tuo allineamento polare è disattivato, introdurrà la rotazione dell'immagine nelle immagini di lunga durata. Anche quando l'immagine finale è composta da più brevi esposizioni, nessuna delle quali sembra avere molta rotazione, il risultato mostrerà lo spostamento delle posizioni delle stelle nel tempo. La rotazione dell'immagine si manifesta come immagini di stelle che sembrano piccoli archi anziché singoli punti. Ottenere un buon allineamento polare può essere un compito noioso quando lo fai senza aiuto.

    Una delle cose che QHYCCD è famosa per aver introdotto agli astrofotografi è l'accessorio PoleMaster che rende l'allineamento polare estremamente accurato un compito relativamente semplice. Abbastanza semplice da fare prima di ogni sessione di imaging. Il PoleMaster è un accessorio indispensabile per migliorare il tuo allineamento.
    Poiché la risoluzione dei sensori aumenta con pixel sempre più piccoli, la guida diventa più critica. La maggior parte degli imager utilizza la guida fuori asse o la guida attraverso un telescopio guida separato. Di queste due soluzioni, la disposizione fuori asse offre la migliore precisione poiché i telescopi di guida separati sono soggetti a una deflessione differenziale che può causare errori di guida. Una parola di cautela, tuttavia. Molte guide radiali fuori asse economiche hanno un grave problema in quanto un piccolo prisma o specchio viene utilizzato per prelevare una piccola porzione di luce da dirigere verso l'oculare. Le stelle guida tendono ad essere fioche e si è costretti a ruotare l'assieme per trovare una stella guida. Quando si ruota il gruppo, ruotano anche le direzioni di movimento della stella (in risposta agli input di guida) e si è costretti a ricalibrare l'autoguida abbastanza spesso. Inoltre, le stelle deboli costringono alcune autoguide a richiedere esposizioni molto lunghe, annullando la loro capacità di compensare errori periodici e salti di guida. In breve, molte guide radiali sono goffe da usare.

    QHYCCD offre diverse dimensioni di guide fuori asse per adattarsi a fotocamere e sensori di varie dimensioni. Questi OAG utilizzano prismi sufficientemente grandi per evitare il problema sopra menzionato e il metodo di fissaggio alla fotocamera o alla ruota portafiltri è solido come una roccia.

    L'altra alternativa principale consiste nell'utilizzare un cannocchiale guida separato. Anche se questo può funzionare abbastanza bene per i rifrattori e i Newton veloci, non è la soluzione migliore per i sistemi SCT. Il problema qui è la deflessione differenziale: lievi inclinazioni o oscillazioni dello specchio primario possono spostare significativamente la posizione di una stella sul CCD di imaging. Lo specchio tende a spostarsi poiché i carichi gravitazionali cambiano mentre il telescopio contrasta la rotazione terrestre.

    Quindi, in che modo tutto ciò influisce sulle decisioni guida? Ebbene, il basso rumore e l'alto QE rendono le esposizioni brevi multiple una valida alternativa alle singole esposizioni lunghe guidate. In questo caso un buon allineamento polare è ancora critico ma è più facile gestire una buona guida con un'esposizione di pochi minuti anziché un'ora. E se ti viene un po' di vento o un altro urto inaspettato nella guida, è meno doloroso buttare via un breve fotogramma difettoso che scoprire dopo una lunga notte di guida che hai avuto un problema!

    10. Ruote portafiltri e filtri

    Dovrei iniziare questa sezione con un avvertimento. In passato, se volevi scattare BUONE immagini a colori, avresti naturalmente scelto una fotocamera mono e scattato attraverso i filtri LRGB.Era anche il caso che mettere una trasmissione automatica in un'auto sportiva ad alte prestazioni fosse come indossare scarpe da tennis con uno smoking. Le cosiddette fotocamere a colori "one-shot" erano per principianti o pigri. Di nuovo, c'erano delle eccezioni, ma le eccezioni erano poche e distanti tra loro e c'era una buona ragione. Le telecamere CCD a colori erano generalmente molto meno sensibili delle loro controparti monocromatiche. Nella mia ex azienda, forse l'1% delle fotocamere vendute con i famosi sensori 11002 da 35 mm erano la versione a colori one-shot. Lo stesso vale per il famosissimo 8300, anch'esso a colori. In entrambi i casi il picco di QE per RGB era compreso tra il 30% e il 40%. Gli imager hanno semplicemente preferito prendere LRGB per ottenere i migliori risultati.

    Orion di Tony Hallas utilizzando una fotocamera a colori QHY128C

    Questo ora è cambiato. È ancora vero che utilizzando una ruota portafiltri con filtri selezionati, si ha molto più controllo sulle bande passanti e sul bilanciamento del colore, per non parlare della possibilità di utilizzare filtri specializzati per determinati tipi di immagini. Tuttavia, proprio come la maggior parte delle auto sportive ad alte prestazioni ora sono dotate di trasmissioni automatiche di serie, l'incredibile sensibilità dei sensori di colore retroilluminati, guidata dal mercato delle fotocamere di fascia alta, ha reso l'imaging con sensore di colore molto più comune e abbastanza rispettabile . L'ultimo QHY410C è una versione retroilluminata del QHY128C. Con 5,94 um pixel dovrebbe essere la fotocamera a colori più sensibile che abbiamo mai realizzato.

    OK, detto questo, perché ottenere una ruota portafiltri con filtri invece di una fotocamera a colori? Ci sono diversi motivi per cui potresti voler disporre di filtri esterni: in primo luogo, puoi selezionare i filtri con le bande passanti che desideri e puoi cambiarli liberamente. In secondo luogo, i filtri realizzati per l'astronomia hanno generalmente rapporti di trasmissione più elevati rispetto ai filtri integrati su un sensore di colore. In terzo luogo, i filtri personalizzati, come i filtri della linea di emissione, i filtri IR e i filtri fotometrici possono essere utilizzati senza interferenze dai filtri RGB integrati sul sensore. Le ruote portafiltri sono disponibili in una varietà di capacità, di solito 5 posizioni per LRGB e clear, o 7 posizioni (o più) per LRGB più filtri a banda stretta, ecc.

    Sebbene lo strato matrice di Bayer dei filtri RGB sui sensori abbia apportato miglioramenti nel corso degli anni, così come i sensori CMOS sono migliorati, l'esempio mostrato di seguito di un sensore CCD KAF-16200 disponibile sia in bianco e nero che a colori evidenzia diversi punti a favore dell'utilizzo una fotocamera mono e una ruota portafiltri per immagini a colori avanzate. Il grafico QE per la versione mono e a colori del sensore proviene dal produttore del sensore e le caratteristiche di trasmissione del filtro esterno sono di Antlia, un produttore di filtri astronomici di filtri di alta qualità.

    È chiaro che i filtri su chip hanno un effetto significativo sul QE complessivo del sensore. L'uso di filtri esterni in questo caso sembra migliorarlo del 30% o più (basta guardare gli occhi). Inoltre, mentre entrambi i tipi di filtri catturano le linee di emissione O-III blu-verde a circa 500 nm allo stesso modo delle bande passanti blu e verdi, il set di filtri esterni lo fa con un'efficienza molto più elevata. L'altra ovvia differenza è il divario che ho menzionato prima - tra i filtri verde e rosso del set di filtri esterni. Ciò significa che i filtri Bayer catturerebbero lo sfondo del cielo (inquinamento luminoso) a circa 578 nm con entrambi i filtri verde e rosso, ma il set di filtri esterni non vedrebbe affatto questa parte dello sfondo del cielo.

    11. Adattatori e accessori

    Montare una fotocamera, un OAG, una ruota portafiltri, uno spianatore o un riduttore di campo, un focheggiatore e mettere a fuoco tutto con la tua OTA può essere un'esperienza impegnativa! Può anche essere estremamente frustrante, in particolare quando si costruisce un sistema composto da pezzi di vari produttori, ognuno dei quali cerca di adattare il proprio pezzo a quante più configurazioni possibili.

    QHYCCD crea una serie di anelli adattatori che possono distanziare i pezzi di un sistema in modo corretto in una varietà di configurazioni. Recentemente si è evoluto una sorta di "standard" che richiede 55mm di backfocus per spianatori di campo o altri elementi ottici posteriori di diversi tipi di cannocchiali in pioppo. In risposta a questo, QHYCCD ora include un set di anelli adattatori con ciascuna configurazione della fotocamera/rotella filtro e/o OAG per consentire all'utente di ottenere questo numero magico senza dover capire quali adattatori sono necessari. La cosa più importante qui è fare i compiti in anticipo e assicurarsi che tutti i pezzi che si desidera combinare siano compatibili con l'ottica che si intende utilizzare.

    Ad esempio, gli adattatori per obiettivi della fotocamera Canon e Nikon si adattano a una varietà di altre cose, persino alle ruote portafiltri. Tuttavia, alcune combinazioni di fotocamera, OAG e ruota portafiltri richiedono più spazio di quanto consentito dai requisiti di backfocus dell'obiettivo e la messa a fuoco all'infinito potrebbe non essere possibile anche se tutte le parti possono essere avvitate meccanicamente insieme. Quindi pianificare in anticipo potrebbe farti risparmiare un goccio frustrante!

    12. Compatibilità software

    A differenza delle reflex digitali, praticamente ogni fotocamera astronomica funziona con un computer esterno di qualche tipo. Quindi, non importa quanto buona possa essere la tua fotocamera, se non ha un buon software di controllo, è solo un costoso mucchio di cavi e metallo. Mettere a fuoco, inquadrare un oggetto difficile da vedere, elaborare i risultati, ecc., tutto va nel risultato finale. Un buon software rende queste e altre attività più facili da eseguire. Per rendere le videocamere QHY compatibili con la più ampia varietà di software di terze parti, offriamo sia driver nativi e ASCOM che driver per TheSky. E mentre scriviamo, stiamo lavorando su nuovi driver per il sistema Fusion basato su Linux di Software Bisque e stiamo per rilasciare una nuova versione del controller compatto StarMaster.

    13. Garanzia

    Probabilmente l'ultima cosa a cui vuoi pensare è cosa succede se la mia fotocamera si guasta? Le fotocamere QHYCCD hanno una garanzia di due anni. Ma possono succedere anche altre cose. Le telecamere cadono e colpiscono il cemento che non fanno così bene sotto l'acqua fulmini (letteralmente!) Gremlins all'interno (no, non letteralmente). Il punto è che vuoi essere a tuo agio con il tuo acquisto e sapere che se un fulmine colpisce, hai un modo conveniente per ottenere una riparazione o una sostituzione senza volare a Timbuktu.

    QHYCCD è consapevole di questa preoccupazione e proprio per questo motivo abbiamo già creato uno stock di nuove fotocamere negli Stati Uniti per sostituzioni facili e veloci quando la consegna lascia la fotocamera sul retro del camion. Inoltre, stiamo anche allestendo una struttura di riparazione completa qui negli Stati Uniti per le riparazioni in garanzia e fuori garanzia in modo che le fotocamere non debbano essere inviate all'estero per le riparazioni e la manutenzione di routine. Questa struttura di riparazione dovrebbe essere operativa entro la fine del 2020.

    14. Mettere tutto insieme

    Non essere troppo ossessionato dal numero. Usali per farti entrare nel campo da baseball e poi GIOCA A PALLA!

    Prendi un paio di decisioni importanti in anticipo, ad esempio se vuoi eseguire l'imaging a colori con una fotocamera a colori o con una fotocamera mono e ruota portafiltri. La fotocamera a colori è più semplice ed economica: la fotocamera mono e la ruota portafiltri con filtri sono più attrezzature, più cose da sbagliare e più costose. Ma è anche più flessibile e offre vantaggi soprattutto se ci si trova in un'area inquinata dalla luce e/o si desidera utilizzare filtri a banda stretta. Decidi come vuoi guidare. Il metodo migliore è fuori asse. Inoltre, considera un PoleMaster per ottenere un buon allineamento polare. Questo ti farà risparmiare ore di frustrazione.

    Prova a restringere ciò che ti interessa nell'imaging. Se vuoi iniziare solo a fotografare i pianeti, risparmia denaro e prendi una fotocamera planetaria. Sono piccoli e relativamente economici e buoni. Puoi sempre usarlo anche come guida quando decidi di fare l'imaging dello spazio profondo. Se il tuo interesse è l'imaging solare o lunare, ricorda che entrambi hanno un diametro di circa 1/2 grado e scegli una combinazione sensore/ottica che possa ospitare un disco intero. Quindi puoi usare una barlow per un maggiore ingrandimento delle caratteristiche della superficie. Anche il sole e la luna sono oggetti relativamente luminosi e la necessità di ottimizzare la sensibilità della fotocamera facendo corrispondere la dimensione dei pixel alla lunghezza focale è in qualche modo priva di significato. Qui è più importante ottenere una buona risoluzione (capacità di risolvere i dettagli) e per questo sono fondamentalmente necessari molti piccoli pixel.

    Se sai di voler eseguire l'immagine dello spazio profondo, usa i grafici nella Parte 1 per selezionare una dimensione del sensore e una dimensione in pixel che sia adatta ai bersagli previsti e al tuo mirino. Se non lo sai, acquista tutto il sensore che puoi permetterti. Ancora una volta, i numeri dovrebbero essere usati come guida, non come requisito. Con le odierne telecamere CMOS ad alto QE a basso rumore, penso che sia meglio sovracampionare piuttosto che sottocampionare. Otterrai una risoluzione più alta e perderai pochissima sensibilità se campionati immagini stellari FWHM con 3 o 4 pixel invece di 2. Puoi sempre raggruppare 2x2 per notti di scarsa visibilità (ma non puoi "svincolare" 1x1 pixel per migliorare la risoluzione) . Molte belle immagini a largo campo sono state scattate con fotocamere che hanno pixel "troppo grandi" e molte belle immagini dello spazio profondo di galassie a spirale sono state scattate con pixel "troppo piccoli". Alcune delle immagini astronomiche più belle sono scattate con gli obiettivi della fotocamera. Sono un ottimo modo per iniziare e lo consiglio vivamente. Sono più facili da guidare e producono risultati molto soddisfacenti mentre impari a usare la tua attrezzatura. E per i pianeti, il campionamento eccessivo è diventato l'ordine del giorno quando si impilano centinaia o migliaia di immagini per estrarre i dettagli. Soprattutto, divertiti e goditi il ​​cielo notturno!

    Di seguito è allegata una tabella di telecamere ordinate per uso (spazio profondo o pianeti) e tipo (mono o colore). All'interno di ciascuna categoria sono ordinati per dimensione diagonale del sensore. Come di solito accade, vedrai che il prezzo scala anche in base alle dimensioni del sensore, ad eccezione di quelle fotocamere che sono in vendita a causa del rilascio di modelli più recenti con alcune funzionalità aggiuntive come una maggiore sensibilità, ecc. I nuovi modelli sono evidenziati in giallo.


    Aspetti della qualità dell'immagine

    La tabella 2 mostra alcune caratteristiche tecniche rilevanti di vari sistemi di radiografia.

    Dimensione pixel, matrice e dimensione del rilevatore

    Le immagini digitali sono costituite da elementi dell'immagine o pixel. La raccolta bidimensionale di pixel nell'immagine è chiamata matrice, che di solito è espressa come lunghezza (in pixel) per larghezza (in pixel) ( , Tabella 2). La massima risoluzione spaziale ottenibile (frequenza di Nyquist, espressa in cicli per millimetro) è definita dalla dimensione e dalla spaziatura dei pixel. Minore è la dimensione dei pixel (o maggiore è la matrice), maggiore è la risoluzione spaziale massima ottenibile.

    La dimensione complessiva del rivelatore determina se il rivelatore è adatto a tutte le applicazioni cliniche. Sono necessarie aree del rivelatore più grandi per l'imaging del torace rispetto all'imaging delle estremità. Nei sistemi a cassetta sono disponibili diverse dimensioni.

    Risoluzione spaziale

    Risoluzione spaziale si riferisce alla separazione minima risolvibile tra oggetti ad alto contrasto. Nei rivelatori digitali, la risoluzione spaziale è definita e limitata dalla dimensione minima dei pixel. L'aumento della radiazione applicata al rivelatore non migliorerà la risoluzione spaziale massima. D'altra parte, la dispersione dei quanti di raggi X e dei fotoni di luce all'interno del rivelatore influenza la risoluzione spaziale. Pertanto, la risoluzione spaziale intrinseca per i rivelatori a conversione diretta a base di selenio è superiore a quella per i rivelatori a conversione indiretta. Gli scintillatori strutturati offrono vantaggi rispetto agli scintillatori non strutturati.

    Secondo il teorema di Nyquist, data una dimensione in pixel un, la massima risoluzione spaziale ottenibile è un/2. Con una dimensione in pixel di 200 μm, la massima frequenza spaziale rilevabile sarà di 2,5 cicli/mm. L'intervallo diagnostico per la radiografia generale è 0-3 cicli/mm ( , 34, , 54) solo le generazioni precedenti di fosfori di accumulo non soddisfano questo criterio ( , Tabella 2). Per la mammografia digitale, la risoluzione spaziale diagnostica richiesta è sostanzialmente più elevata (>5 cicli/mm), indicando la necessità di rilevatori dedicati appositamente progettati con dimensioni dei pixel più piccole e risoluzioni più elevate ( , 11).

    Funzione di trasferimento di modulazione

    La funzione di trasferimento di modulazione (MTF) è la capacità del rivelatore di trasferire la modulazione del segnale di ingresso a una data frequenza spaziale alla sua uscita ( , 55). Alla radiografia, oggetti con dimensioni e opacità diverse vengono visualizzati con diversi valori di scala di grigi in un'immagine. MTF ha a che fare con la visualizzazione del contrasto e della dimensione dell'oggetto. Più specificamente, MTF è responsabile della conversione dei valori di contrasto di oggetti di dimensioni diverse (contrasto oggetto) in livelli di intensità di contrasto nell'immagine (contrasto immagine). Per l'imaging generale, i dettagli rilevanti sono in un intervallo compreso tra 0 e 2 cicli/mm, che richiede valori MTF elevati.

    MTF è una misura utile della risoluzione reale o effettiva, poiché tiene conto della quantità di sfocatura e contrasto su una gamma di frequenze spaziali. I valori MTF di vari rivelatori sono stati misurati e ulteriormente discussi da Illers et al (, 56).

    Gamma dinamica

    La gamma dinamica è una misura della risposta del segnale di un rivelatore esposto ai raggi X ( , 55). Nelle combinazioni schermo-pellicola convenzionali, la curva di gradazione della gamma dinamica è a forma di S all'interno di un intervallo di esposizione ristretto per un annerimento ottimale della pellicola ( , Fig 8), quindi la pellicola ha una bassa tolleranza per un'esposizione superiore o inferiore a quella richiesta, con conseguente esposizioni fallite o qualità dell'immagine insufficiente. Per i rivelatori digitali, l'intervallo dinamico è l'intervallo di esposizione ai raggi X su cui è possibile ottenere un'immagine significativa. I rivelatori digitali hanno una gamma dinamica più ampia e lineare, che, nella pratica clinica, elimina virtualmente il rischio di una mancata esposizione. Un altro effetto positivo di un'ampia gamma dinamica è che le differenze tra gli assorbimenti di tessuti specifici (ad es. osso rispetto ai tessuti molli) possono essere visualizzate in un'immagine senza la necessità di immagini aggiuntive. D'altra parte, poiché la funzione del rivelatore migliora con l'aumentare dell'esposizione alle radiazioni, è necessario prestare particolare attenzione a non sovraesporre il paziente applicando più radiazioni di quelle necessarie per un'immagine diagnosticamente sufficiente.

    Efficienza quantistica Detective

    L'efficienza quantica del rivelatore (DQE) è una delle variabili fisiche fondamentali relative alla qualità dell'immagine in radiografia e si riferisce all'efficienza di un rivelatore nel convertire l'energia dei raggi X incidenti in un segnale di immagine. Il DQE viene calcolato confrontando il rapporto segnale-rumore all'uscita del rilevatore con quello all'ingresso del rilevatore in funzione della frequenza spaziale ( , 55). Il DQE dipende dall'esposizione alle radiazioni, dalla frequenza spaziale, dall'MTF e dal materiale del rilevatore. Anche la qualità (tensione e corrente) della radiazione applicata ha un'influenza importante sul DQE ( , 41).

    Valori DQE elevati indicano che è necessaria meno radiazione per ottenere una qualità dell'immagine identica, aumentando il DQE e lasciando costante l'esposizione alle radiazioni migliorerà la qualità dell'immagine.

    Il rivelatore ideale avrebbe un DQE di 1, il che significa che tutta l'energia della radiazione viene assorbita e convertita in informazioni sull'immagine. In pratica, il DQE dei rivelatori digitali è limitato a circa 0,45 a 0,5 cicli/mm ( , Fig 9). Negli ultimi anni sono stati messi a punto vari metodi di misurazione del DQE ( , 41), rendendo difficile se non impossibile il confronto dei valori di DQE. Nel 2003 è stato introdotto lo standard IEC62220-1 per standardizzare le misurazioni DQE e renderle comparabili.

    Le curve DQE per quattro diversi rilevatori digitali sono mostrate in , Figura 9. I sistemi a pellicola schermo hanno un DQE paragonabile a quello del rilevatore CR 2 in , Figura 9.


    Che aspetto ha l'area attiva su un tipico rivelatore basato su CCD? - Astronomia

    Contenuti

    Introduzione

    Le moderne fotocamere digitali contengono sensori elettronici con proprietà prevedibili. La principale tra queste proprietà è la loro efficienza quantica relativamente alta, o capacità di assorbire fotoni e generare elettroni. Il secondo è che l'elettronica è così buona nella maggior parte delle fotocamere, che il rumore è inferiore a 2 elettroni e raramente è peggiore di circa 15 elettroni dall'amplificatore di lettura del sensore. Con il basso rumore e l'elevata efficienza quantica, insieme alle proprietà generali di come i sensori raccolgono gli elettroni generati dai fotoni, è possibile fare previsioni generali sulle prestazioni della fotocamera. Da queste previsioni emerge un concetto importante: stiamo raggiungendo limiti fisici fondamentali relativi alla gamma dinamica e alle prestazioni di rumore dei sensori. Ma l'elettronica a valle dopo la lettura del segnale dal sensore è ancora un fattore limitante. Vedere i riferimenti 18, 20 (dalle aziende di sensori elettronici) e il riferimento 24 (dalle dispense delle lezioni universitarie) per maggiori dettagli sui concetti ben consolidati di cui sopra e su come funzionano i sensori elettronici.

    Se trovi utili le informazioni su questo sito, supporta Clarkvision e fai una donazione (link sotto).

    Il sensore ideale assorbe ogni fotone, ogni fotone libererebbe un elettrone e ogni elettrone verrebbe raccolto e contato per formare l'immagine, il tutto senza rumore aggiunto. Le immagini di una fotocamera del genere sarebbero perfette (nessun rumore e gamma dinamica infinita)? NO! Tutte le misurazioni della luce (fotoni) hanno ancora un rumore intrinseco, chiamato rumore fotonico. La gamma dinamica non è infinita, ma avrebbe un massimo del numero di fotoni raccolti. Ad esempio, se hai raccolto 1.000 fotoni, la gamma dinamica sarebbe 1000:1 o quasi 10 stop fotografici.

    • Gamma dinamica per pixel = Segnale massimo per pixel (elettroni) / segnale minimo percepibile per pixel (elettroni), (eqn intro-1)

    Tradizionalmente, il segnale minimo distinguibile è stato limitato dal rumore di lettura del sensore e dall'elettronica a valle. Ma intorno al 2016, il rumore di lettura è vicino a 1 elettrone in alcune fotocamere consumer e i sensori sub-elettroni sono operativi nei laboratori e probabilmente raggiungeranno presto le fotocamere consumer. Ciò significa che è possibile rilevare singoli fotoni. Tali sistemi di conteggio dei fotoni richiedono un'equazione più dettagliata dell'equazione intro-1.

      Gamma dinamica per pixel = Segnale massimo per pixel (elettroni) / Rumore di lettura misurato per pixel (elettroni), (eqn intro-2a)

    che a livello di sensore è:

    • Gamma dinamica per pixel = Segnale massimo per pixel (elettroni) / sqrt (rumore di lettura al quadrato + corrente oscura (T)*t + 1) (eqn intro-3),

    Nel sensore perfetto (sopra), il rumore di lettura sarebbe zero, ma il segnale minimo distinguibile è 1 fotone e il rumore sarebbe radice quadrata 1 = 1 fotone, dando la gamma dinamica di 1000 (nell'esempio di 1000 fotoni sopra). Nelle vere fotocamere digitali, il rumore dell'amplificatore e del convertitore analogico-digitale contribuisce al rumore di lettura apparente, quindi ogni ISO ha un rumore di lettura misurato diverso, con conseguenti cambiamenti nella gamma dinamica con ISO diversi. Pertanto, nella maggior parte delle fotocamere digitali, la gamma dinamica nei dati dell'immagine per un pixel è inferiore alla gamma dinamica di un pixel sul sensore a causa delle limitazioni dell'elettronica a valle, specialmente a ISO bassi. L'equazione introduzione-3 sopra viene utilizzata per la gamma dinamica misurata per pixel fuori dalla telecamera. Questo articolo presenterà dati e modelli del rumore di lettura, piena capacità del pozzo, gamma dinamica e altri parametri. (Nota ottobre 2016: le equazioni di cui sopra servono a chiarire il panorama mutevole dei sensori i dati sottostanti sulla gamma dinamica utilizzano ancora l'equazione intro-2a. Quando questo articolo riceverà un aggiornamento importante in arrivo, aggiornerò i numeri della gamma dinamica all'equazione intro-3 La maggior parte dei numeri non cambierà e nessuno cambierà in modo significativo.)

    La gamma dinamica scelta per clarkvision utilizza lo standard comune del rapporto segnale-rumore, S/N = 1.0.Alcuni altri siti utilizzano altri valori, ad es. 4. Nota in un contesto di immagine le informazioni sull'immagine possono essere viste ben al di sotto di S/N = 1. La pellicola a grana fine sulla stessa scala dell'immagine ha S/N inferiore a circa 20, quindi secondo me, impostare un rumore di fondo sopra S/ N = 1 non è coerente con la qualità dell'immagine osservata.

    Nella fisica del conteggio dei fotoni, il rumore nel segnale è uguale alla radice quadrata del numero di fotoni contati perché i tempi di arrivo dei fotoni sono casuali. La ragione di questa dipendenza è la statistica di Poisson (Wikipedia ha un eccellente articolo sulle statistiche di Poisson). Ad esempio, la tabella 1 mostra il rapporto segnale-rumore quando si rilevano numeri diversi di fotoni. Tabella 1a

    fotoni Rumore Segnale-rumore
    Rapporto
    9 3 3
    100 10 10
    900 30 30
    10000 100 100
    40000 200 200
    90000 300 300

    Perché questo è importante? Si scopre che il rumore che costituisce la maggior parte delle immagini che vediamo da buone fotocamere digitali moderne è dominato dalle statistiche sul conteggio dei fotoni, non da altre fonti. Quindi, per creare un'immagine con un elevato rapporto segnale-rumore, è necessario raccogliere il maggior numero possibile di fotoni. I moderni sensori elettronici hanno un metodo per raccogliere gli elettroni dai fotoni (sono chiamati fotoelettroni) e immagazzinarli nel sensore fino a quando gli elettroni non vengono trasferiti dal chip all'elettronica nella fotocamera dove il segnale viene amplificato, digitalizzato e convertito in una matrice di numeri da registrare in una scheda di memoria e successivamente visualizzati come immagine da un computer.

    Un altro motivo per cui il rumore fotonico è importante è che in un sistema limitato dal rumore fotonico, una singola misurazione (ad esempio il segnale in un singolo pixel), si conosce il segnale, il rumore e il S/N. Non è necessario effettuare più misurazioni o fare statistiche su molti pixel.

    Entrambi i sensori al silicio CCD e CMOS utilizzati nelle odierne fotocamere digitali sfruttano una proprietà dei semiconduttori. Il silicio è un semiconduttore. Quando un fotone è incidente sul silicio, il fotone può essere assorbito e l'energia del fotone eccita un elettrone, spostandolo in quella che viene chiamata "banda di conduzione" dallo stato a bassa energia chiamato "banda di valenza". C'è un gap energetico, chiamato "band gap" attraverso il quale l'elettrone deve muoversi. Il band gap imposta il limite inferiore (lunghezza d'onda più lunga) dell'energia del fotone che può essere assorbita dall'elettrone per spostarlo nella banda di conduzione (vedi Riferimento 24 per maggiori dettagli). Per il silicio, quella lunghezza d'onda è di circa 11.000 angstrom (1,1 micron) nell'infrarosso. I fotoni con lunghezze d'onda inferiori a questo valore hanno energie più elevate e quelle energie includono lunghezze d'onda visibili ai nostri occhi, chiamate spettro visibile. Una volta che un elettrone è eccitato nella banda di conduzione, la sfida è catturarlo prima che si allontani (come gli elettroni che scorrono a grandi distanze in un filo di rame, dove gli elettroni scorrono nella banda di conduzione).

    Il campo elettrico nel silicio viene modificato aggiungendo impurità (chiamate drogaggio, ad esempio parti per milione di arsenico o boro o altri elementi nelle colonne della tavola periodica su ciascun lato del silicio) per controllare il flusso di elettroni. Le tensioni vengono applicate al silicio e quando un fotone viene assorbito, principalmente dagli elettroni nella banda di valenza, gli elettroni saranno eccitati nella banda di conduzione e fluiranno verso una tensione positiva. Questi elettroni sono anche chiamati "fotoelettroni". I campi elettrici locali prodotti dal drogaggio e dalle tensioni applicate intrappolano gli elettroni in piccole regioni (pixel nei sensori di imaging). Gli elettroni intrappolati corrispondono ai fotoni assorbiti e, nell'industria dei sensori, fotoni ed elettroni (fotoelettroni) vengono scambiati per descrivere le prestazioni del sensore.

    Quindi, quando una fotocamera digitale legge 10.000 elettroni, corrisponde ad assorbire 10.000 fotoni. Quindi i grafici mostrati in questo articolo che sono in unità di elettroni, come Sensor Full Capacity, indicano anche quanti fotoni il pixel del sensore ha catturato. L'elettronica della fotocamera genera anche una piccola quantità di rumore e, dal punto di vista della misurazione, tale rumore è negli elettroni e la sorgente di rumore, sia essa l'elettronica della fotocamera o il rumore dei fotoni, si mescola alle immagini che si osservano. Con le tecniche di misura è possibile isolare le varie sorgenti di rumore e misurarne i singoli contributi. Questo articolo riassume i dati disponibili per numerosi sensori, sia fotocamere digitali che dalle schede tecniche dei produttori di sensori.

    Le lunghezze di assorbimento dei fotoni nella Tabella 1B sono la profondità 1/e (e = 2.7183), o la probabilità del 63% che un fotone venga assorbito lungo quella lunghezza. Alcuni fotoni possono, in realtà, percorrere più volte questa distanza prima di essere assorbiti. Queste lunghezze di assorbimento influiscono sulle prestazioni man mano che i pixel diventano più piccoli. Ad esempio, le fotocamere digitali con sensore di piccole dimensioni attualmente hanno pixel inferiori a 2 micron. Cosa succede quando i fotoni rossi entrano nel silicio e dopo 5 micron solo il 63% di essi viene assorbito e dopo 10 micron (10 pixel) il 13% si muove ancora attraverso il silicio che viene assorbito a distanze maggiori dal pixel originale? Beh, non può essere buono in termini di sensore di immagine a colori. Se il fotone assorbito risulta in un elettrone nella banda di conduzione, probabilmente contribuisce ai fotoni a diversi pixel di distanza dal pixel bersaglio.

    Diverse situazioni di fotografia

    I dati del sensore in questo articolo possono essere applicati in diversi modi. All'inizio dell'era della fotocamera digitale, il numero di pixel era relativamente simile e le dimensioni del sensore variavano. Ma ora (2009 e oltre) c'è una grande varietà di megapixel tra cui scegliere all'interno di una dimensione del sensore, e le scelte saranno probabilmente maggiori in futuro. Alcune discussioni su Internet hanno discusso della dimensione dei pixel in cui alcuni assumono posizioni estreme di pixel più grandi e altri affermano che i pixel più piccoli sono migliori. In pratica, ci sono situazioni in cui grandi e altre situazioni in cui pixel più piccoli produrranno immagini migliori. Ma ci sono anche situazioni in cui conta così poco che solo una misurazione di laboratorio potrebbe dire la differenza! In teoria, se il rumore di lettura fosse zero, si potrebbe sintetizzare in post-elaborazione qualsiasi dimensione di pixel equivalente. Alcune fotocamere si stanno avvicinando a questo ideale. Verranno presentati i dati dei sensori che aiuteranno a risolvere tali differenze.

    Tuttavia, voglio essere chiaro per quanto riguarda i dati del sensore: il pixel e la sua dimensione sono solo un supporto per i fotoelettroni. È l'obiettivo che fornisce i fotoni al sensore. Solo perché un pixel è più grande non significa che produrrà immagini con rumore migliore o inferiore se l'obiettivo e il tempo di esposizione non riempiono il pixel con abbastanza luce (e quindi fotoelettroni). Se si lavora al di sopra dell'ISO di base, il pixel non verrà riempito al massimo della sua capacità. Il pixel più grande ha il potenziale per raccogliere più luce. Ma i pixel più grandi vedono aree angolari più grandi dall'obiettivo, quindi risolvi meno dettagli. C'è uno scambio tra l'obiettivo che raccoglie la luce, la lunghezza focale che diffonde la luce, i pixel che tagliano la luce. e il tempo di esposizione limitando la luce raccolta. Per l'impatto sull'immagine di questi parametri, è necessario considerare l'intero sistema. Questo viene fatto nell'articolo: Telephoto Reach, Part 2: Telephoto + Camera System Performance (un prodotto Omega o Etendue) (concetti avanzati). Questo articolo descrive semplicemente le capacità dei sensori, i pixel in quei sensori e il loro potenziale per fornire immagini di qualità.

    Dimensioni pixel estreme generalmente non producono immagini di alta qualità. Ad esempio, se i pixel grandi sono migliori, considera una fotocamera con un pixel così grande che c'è solo un pixel. Ovviamente, ci sono poche informazioni sull'immagine e l'immagine non avrebbe un bell'aspetto. Su Internet, le persone discutono sui pixel più piccoli e dicono, dopo che tutto il film ha grana (pixel singoli) con solo 1 bit di gamma dinamica per grana (attiva o disattivata). Ma la grana della pellicola ha una struttura tridimensionale e sono i ciuffi di grana che forniscono la tonalità, non i singoli grani. La distribuzione tridimensionale del grano conferisce anche al film la sua curva caratteristica in modo che una volta che un grano ha assorbito un fotone non è più sensibile, e all'interno di un ciuffo di grano è la probabilità che un altro grano assorba un fotone che dà una risposta logaritmica del grano grumo, estendendo la sua gamma dinamica. Queste sono proprietà diverse dalla griglia bidimensionale nel sensore elettronico di una fotocamera digitale. Man mano che i pixel diventano più piccoli, il livello del segnale diminuisce per pixel e il rumore di lettura può diventare più dominante e ciò limita le prestazioni dei pixel piccoli. Tuttavia, un numero maggiore di pixel fornisce una risoluzione maggiore (se l'obiettivo è in grado di fornire tale risoluzione), quindi chiaramente ci sono ottimi risultati nella qualità dell'immagine da un singolo pixel grande a pixel piccoli dominati dal rumore. Ma situazioni diverse richiedono pixel di dimensioni diverse, quindi non esiste un ottimale.

    Ci sono generalmente 4 situazioni di imaging in cui le prestazioni dei pixel e del sensore influenzeranno la qualità delle immagini risultanti. Daremo per scontato che l'output sia una "stampa", ma potrebbe anche essere un monitor o un altro dispositivo di output.

    1) Sensore pieno, dimensione massima di stampa. La lunghezza focale viene modificata per inquadrare la scena e non viene eseguito alcun ritaglio. Più pixel mostrano dettagli più fini, ma se le dimensioni del sensore non vengono aumentate, i pixel diventano più rumorosi poiché il sensore è diviso in pixel sempre più piccoli. Più pixel forniscono dettagli più fini ma più rumorosi. Un sensore più grande e una maggiore lunghezza focale possono mantenere un basso rumore e fornire dettagli più fini assumendo che l'obiettivo si ridimensioni con il sensore (ad esempio, utilizzare lo stesso rapporto f/e tempo di esposizione). La qualità dell'immagine apparente è data dalla qualità dell'immagine apparente del sensore completo, o metrica FSAIQ.

    2) Sensore pieno, dimensione di stampa costante. Nessun ritaglio. Se la tua immagine ha più pixel, otterrai più pixel per pollice sulla stampa. All'aumentare del numero di pixel per una dimensione del sensore costante, la luce ricevuta per unità di area rimane relativamente costante fino a quando i pixel diventano molto piccoli, quindi i livelli di luce, la gamma dinamica diminuiscono e il rumore di lettura per unità di area aumenta. Per dimensioni di stampa costanti, finché ci sono abbastanza pixel (ad esempio abbastanza pixel per pollice da essere limitati dalla stampante), l'aumento del numero di pixel non migliorerà, né danneggerà la qualità di stampa, ma quando i pixel diventano molto piccoli, leggi il rumore e la gamma dinamica diminuirà, danneggiando l'uscita. La metrica FSAIQ è la metrica migliore per questa situazione, ma una volta che la densità dei pixel corrisponde o supera il dispositivo di output, non sono probabili ulteriori miglioramenti e quando i pixel diventano molto piccoli, la qualità dell'immagine diminuirà presumendo che il dettaglio possa essere risolto con l'occhio umano.

    3) Lunghezza focale limitata, l'immagine è ritagliata ma la dimensione di stampa è costante. Ad esempio, vuoi stampare il soggetto ritagliato su carta 8x10. Pertanto, se hai più pixel, la stampa avrà più pixel per pollice. Per una dimensione del sensore costante, più pixel forniscono dettagli più precisi. All'aumentare del numero di pixel per una dimensione del sensore costante, la luce ricevuta per unità di area rimane relativamente costante fino a quando i pixel diventano molto piccoli, quindi i livelli di luce e la gamma dinamica per unità di area diminuiscono e il rumore di lettura per unità di area aumenta. Un esempio potrebbe essere quello di voler realizzare una stampa 8x10 della Luna. Una fotocamera da 1 megapixel con pixel di grandi dimensioni fornirà un'elevata gamma dinamica e un basso rumore, ma non molti dettagli. Diminuendo la dimensione dei pixel con la stessa lente di lunghezza focale (supponendo che l'obiettivo possa fornire più dettagli) fornirà una maggiore risoluzione sulla stampa e ciò può essere più importante di una gamma dinamica più elevata e un rumore inferiore. La metrica FLL-AIQ1600 è la metrica migliore per questa situazione.

    4) Lunghezza focale limitata, l'immagine è ritagliata ma stampata alla dimensione massima. Se hai più pixel, ad esempio, puoi stampare più grande. Ad esempio, vuoi la stampa più grande possibile di un uccello lontano. Pixel più piccoli forniranno una maggiore risoluzione sull'uccello, ma con una dimensione del sensore costante, ogni pixel raccoglierà meno luce e avrà rapporti segnale-rumore più bassi. Finché il rumore non diventa troppo evidente e la gamma dinamica non è un fattore limitante, la risoluzione migliorata sarà considerata dalla maggior parte degli spettatori come più importante. I megapixel massimi per un sensore di determinate dimensioni sono probabilmente la metrica migliore, purché l'obiettivo sia in grado di fornire i dettagli dell'immagine e il rumore e la gamma dinamica non siano compromessi in modo troppo grave. Megapixel massimi significa anche i pixel più piccoli, quindi una metrica è 1/pixel pitch. Nota, la diffrazione è il limite ultimo per i dettagli dell'immagine.

    Le complicazioni riguardanti le prestazioni percepite dei pixel, la dimensione dei pixel e le dimensioni del sensore nelle fotocamere digitali nell'ultimo decennio (circa dal 2000 al 2009) rappresentano un significativo perfezionamento della tecnologia. Mentre l'efficienza quantica dei sensori nelle fotocamere digitali non è cambiata molto, altri fattori che sono migliorati includono: fattore di riempimento (la frazione di pixel sensibile alla luce), maggiore trasmissione dei filtri sul sensore, micro lenti migliori, rumore di lettura inferiore e rumore a schema fisso inferiore.

    Le attuali reflex digitali (2010 - 2014) con sensori di dimensioni simili hanno un intervallo di circa due in pixel. Se i dettagli dell'immagine a scapito del rumore e possibilmente della gamma dinamica sono più importanti per te, dipende dai tuoi gusti e dalla tua applicazione. Non esiste un sensore perfetto e pixel grandi o piccoli in una data dimensione del sensore daranno prestazioni migliori in diverse situazioni. I dati del sensore in questa pagina ti aiuteranno a capire quali sono questi mestieri, come sta cambiando la tecnologia e dovrebbero consentirti di prendere decisioni migliori per le tue esigenze di imaging.

    La qualità dell'immagine è soggettiva e la linea di fondo è che l'illuminazione, la composizione e il soggetto sono più importanti della qualità intrinseca dell'immagine fornita da una fotocamera. Ho studiato le prestazioni dei sensori per due motivi: curiosità intellettuale e una fotocamera migliore per l'astrofotografia. Nel confrontare i risultati in questa pagina, non lasciarti trasportare dall'interpretazione eccessiva dei risultati. Probabilmente faresti meglio a passare il tuo tempo a fotografare e ad affinare le tue conoscenze su illuminazione, composizione e soggetto. (vedi: http://www.clarkvision.com/articles/lighting.composition.subject).

    Di seguito sono riportati i dati sulle prestazioni del sensore. Per ogni proprietà, annotare le tendenze. Vedere la sezione sul modello delle prestazioni del sensore. per i dettagli dei modelli.

    Una crescente interpretazione errata di risultati come quelli che presento di seguito è che i pixel più grandi sono meno rumorosi. Il rapporto segnale-rumore dipende dalla quantità di luce raccolta e la luce raccolta viene fornita dall'obiettivo. È l'obiettivo, è la lunghezza focale e il tempo di esposizione che determina la quantità di luce raccolta. Un pixel più grande consente solo di raccogliere più luce, ma a scapito di meno dettagli risolti (a parità di lunghezza focale dell'obiettivo).

    Ma considera un secchio grande e un secchio piccolo. Accendi dell'acqua per un breve periodo in ogni secchio. Quale secchio ha più acqua? Entrambi i secchi contengono la stessa quantità di acqua. È la forza e la durata dell'acqua che determina quanta acqua c'è nel secchio, non le dimensioni del secchio. Il secchio più grande consente solo di versare più acqua totale nel secchio. Stessa cosa con i pixel. Quindi, nelle analisi del sensore di seguito, la dimensione del pixel consente solo di memorizzare più luce (elettroni) nel pixel. Spetta all'obiettivo e al tempo di esposizione fornire effettivamente quei fotoni. Per ulteriori informazioni su questo argomento, vedere: Prestazioni del sistema fotografico (un prodotto Omega o Etendue)

    Piena capacità del pozzo

    La proprietà che descrive la capacità di trattenere gli elettroni in ogni pixel che sono generati dai fotoni è chiamata "Full Well Capacity". Man mano che un pixel contiene più elettroni, la densità di carica aumenta. Esistono limiti superiori finiti alla densità di carica dell'accumulo di elettroni e possono verificarsi effetti collaterali indesiderati, inclusa la perdita di carica nei pixel adiacenti, chiamata fioritura (ad esempio, vedere il riferimento 19). La fioritura era comune nei primi CCD causando striature da oggetti luminosi nell'immagine.

    Le capacità di full well di alcune fotocamere e sensori sono mostrate nella Figura 1. A causa delle lunghezze di assorbimento finite e fisse dei fotoni nel silicio (Tabella 1b), le capacità di full well sono fondamentalmente una funzione dell'area dei pixel (e non del volume).


    Figura 1. Fotocamera digitale e sensore Full Well Capacità per pixel sono mostrati. I dati della fotocamera digitale sono mostrati come rombi marroni e i dati del sensore dalle schede tecniche del produttore sono mostrati in quadrati blu. I valori dei dati provengono dalla Tabella 2. Nota come le fotocamere Canon recenti, come la 1DIV, 5DIII,6D e 1DX cadono lungo la linea del modello, indicando un livello di tecnologia simile. Questa tendenza indica una maturazione della tecnologia dei sensori nella linea Canon. Telecamere al di sotto della tendenza del modello, ad es. vedi la Canon 10D, un primo modello indica quanto la tecnologia sia migliorata. Nota che Canon 20D e 30D utilizzano lo stesso sensore. Di seguito sono riportati i dettagli dei 2 modelli di sensore, vedere Modello delle prestazioni del sensore. Il modello utilizza una densità elettronica di 1700 elettroni/micron quadrato (linea arancione) e 1900 elettroni/micron quadrato (linea blu). Maggiore è la densità elettronica, maggiore è il problema con gli effetti collaterali, incluso il blooming, quindi le densità sono generalmente mantenute al di sotto di circa 2000 elettroni/micron quadrato.

    La linea di fondo per la piena capacità delle recenti tendenze della linea Canon è che la tecnologia dei sensori in quella linea è matura e la scelta si adatta alla dimensione dei pixel. Ma nota, questo è solo uno dei numerosi parametri.

    La piena capacità del pozzo è importante per il massimo rapporto segnale-rumore e gamma dinamica. La Figura 2 mostra il rapporto segnale-rumore a ISO 100 su una carta grigia al 18%. Il diciotto percento è vicino all'intensità media della scena nelle fotografie normali, quindi la Figura 2 mostra il tipico rapporto segnale-rumore in una fotografia tipica. La gamma dinamica è mostrata nella Figura 4 e mostra una piccola tendenza con la dimensione dei pixel. Perché questa tendenza scala direttamente dalla radice quadrata della piena capacità del pozzo e vediamo la stessa maturazione della tecnologia con le recenti fotocamere Canon come vediamo nella Figura 1.

    La piena capacità del pozzo non indica necessariamente prestazioni in condizioni di scarsa illuminazione anche se più elettroni (elettroni eccitati e raccolti dall'assorbimento di fotoni) significano migliori prestazioni in condizioni di scarsa illuminazione. Ad esempio, la Nikon D50 traccia un grafico basso nella Figura 1. Ma questo si verifica completamente a ISO 200, dove la maggior parte delle altre fotocamere sono da ISO 50 a 100. Pertanto, la Nikon D50 è in realtà più sensibile, e questo è indicato sull'Unity Gain ISO dati discussi di seguito e presentati nella Figura 6 (dove la Nikon D50 traccia un grafico molto alto). Le prestazioni in condizioni di scarsa illuminazione con un determinato obiettivo sono controllate dall'efficienza quantica del dispositivo combinata con i fotoni totali raccolti dal dispositivo.


    Figura 2. Il rapporto segnale-rumore per pixel di una scheda grigia del 18%, supponendo che l'esposimetro della fotocamera posizioni il 100% di riflettanza al livello di saturazione del sensore a ISO 100 (in pratica molte fotocamere sono vicine a questo livello di esposizione). Nota che la D50 ha un ISO minimo di 200, quindi il rapporto segnale-rumore è per ISO 200 e traccia la radice quadrata 2 più in basso (per un grafico del rapporto segnale-rumore ISO 200, il D50 sembrerebbe relativamente più alto). C'è una chiara tendenza all'aumento del rapporto segnale-rumore con l'aumento delle dimensioni dei pixel. I dati della tabella 2. I dettagli del modello sono riportati di seguito e sono gli stessi della Figura 1, vedere Modello delle prestazioni del sensore. I dati della fotocamera digitale sono mostrati come rombi marroni e i dati del sensore derivati ​​dalle capacità complete del pozzo dalle schede tecniche del produttore sono mostrati in quadrati blu. I valori per i quadrati blu sono stati calcolati dall'equazione: radice quadrata (capacità di pozzo pieno * 0,18).

    Leggi rumore Noi

    Per rilevare i segnali più bassi, il rumore di lettura è un fattore di controllo.Il rumore di lettura è espresso in elettroni e rappresenta un rumore di fondo per il rilevamento di segnali bassi. Ad esempio, se il rumore di lettura fosse di 10 elettroni e si avesse un solo fotone convertito in pixel durante un'esposizione, il segnale andrebbe principalmente perso nel rumore di lettura. (È possibile vedere un'immagine in cui il segnale è 1/10 del rumore di lettura, dove si utilizzano molti pixel vedere: Fotografia notturna e con poca luce con fotocamere digitali http://www.clarkvision.com/articles/night.and. fotografia.a.luce.bassa.) I CCD più vecchi tendono ad avere livelli di rumore di lettura nei 15-20 o più elettroni. I CCD più recenti nelle fotocamere migliori tendono a funzionare nell'intervallo da 6 a 8 elettroni e alcuni hanno da 3 a 4 elettroni. I migliori sensori CMOS attualmente hanno un rumore di lettura inferiore a 2 elettroni e il Canon 1DX mostra meno di 1 elettrone a ISO molto elevati. La Figura 3 mostra il rumore di lettura per varie fotocamere e sensori disponibili in commercio. Si può vedere che non esiste una vera tendenza con il pixel pitch.

    Il rumore di lettura domina il rapporto segnale-rumore dei segnali più bassi per brevi esposizioni da meno di pochi secondi a un minuto circa. Per esposizioni più lunghe, il rumore termico di solito diventa un fattore. Il rumore termico aumenta con la temperatura, così come il tempo di esposizione. Il rumore termico deriva dal rumore nella corrente di buio e il valore del rumore è la radice quadrata del numero di elettroni generati dalla corrente di buio. Il rumore termico è discusso in maggior dettaglio di seguito.


    Figura 3. Leggere il rumore per pixel per vari sensori. Dati dalla tabella 2. Nota: le fotocamere più vecchie (ad es. Canon 10D, S60) hanno un rumore di lettura più elevato rispetto ai modelli più recenti. Attualmente la tecnologia Canon è leader nelle prestazioni del rumore di lettura. Valori di rumore di lettura inferiori = prestazioni migliori. Nikon attualmente taglia il rumore di lettura medio a zero, perdendo alcuni dati. Canon include un offset, quindi l'elaborazione da parte di alcuni convertitori raw può preservare il rumore di fascia bassa, che può essere importante per la media di più fotogrammi per rilevare soggetti di intensità molto bassa (come in astrofotografia).

    Gamma dinamica

    Un'ampia gamma dinamica è importante nella fotografia per molte situazioni. La dimensione dei pixel nelle fotocamere digitali influisce anche sulla gamma dinamica. La gamma dinamica del sensore è definita qui come il segnale massimo diviso per il rumore di fondo in un pixel a ciascun ISO. Il rumore di fondo è una combinazione del rumore di lettura del sensore, limitazioni della conversione da analogico a digitale e rumore dell'amplificatore. Questi tre parametri non possono essere separati quando si valutano le fotocamere digitali, ed è generalmente chiamato rumore di lettura. Come avresti potuto supporre ormai, con i pixel più grandi che potenzialmente raccolgono più fotoni, quei pixel più grandi possono anche avere una gamma dinamica più elevata. La Figura 4 mostra la gamma dinamica massima possibile per pixel da ciascun sensore, basata sulla capacità massima/rumore di lettura ottimale, senza alcuna limitazione dai convertitori A/D. La Figura 5 mostra la gamma dinamica misurata da 3 telecamere con dimensioni dei pixel significativamente diverse in funzione dell'ISO. Le analisi complete del sensore per queste 3 fotocamere (così come per altre fotocamere) sono disponibili all'indirizzo: http://www.clarkvision.com/articles/index.html#sensor_analysis. Si vede che la gamma dinamica effettiva di una fotocamera digitale diminuisce con l'aumento dell'ISO finché la gamma non è limitata dal convertitore A/D. A ISO più alti, è ovvio che le fotocamere con pixel grandi hanno una gamma dinamica significativamente migliore rispetto alle fotocamere con pixel piccoli, ma a ISO bassi non c'è molta differenza. Se sono stati utilizzati convertitori analogico-digitale a 16 bit o superiori, con amplificatori di rumore corrispondentemente più bassi, la gamma dinamica potrebbe aumentare di circa 2 stop sulle fotocamere con pixel più grandi. Le fotocamere con pixel più piccoli non raccolgono abbastanza fotoni per beneficiare di convertitori di bit più alti per quanto riguarda la gamma dinamica per pixel.


    Figura 4. Gamma dinamica per pixel dei sensori. NOTA: questa è la capacità del sensore, NON ciò che la fotocamera può effettivamente fornire in una singola esposizione. Molti sensori sono limitati a poco meno di 12 stop fotografici dal convertitore analogico-digitale (A/D) a 12 bit della fotocamera. Il limite A/D a 14 bit è difficile da raggiungere nelle applicazioni ad alta velocità e bassa potenza di una fotocamera digitale, quindi le attuali fotocamere a 14 bit migliorano solo leggermente rispetto ai sistemi a 12 bit, vedere le figure 5 e 8 per ulteriori informazioni. Cerca le future reflex digitali che utilizzino A/D a 16 bit. La gamma dinamica della pellicola è per una risoluzione spaziale simile a quella dei sensori digitali e si applica alla pellicola di stampa per diapositive, ma non è all'altezza delle fotocamere digitali con pixel di grandi dimensioni. I dati del sensore provengono dalla Tabella 2. Di seguito sono riportati i dettagli del modello, vedere Modello delle prestazioni del sensore. In definitiva, con zero rumore elettronico, la gamma dinamica sarebbe limitata dal numero di fotoni raccolti, quindi mostrerebbe ancora una dipendenza dalla dimensione dei pixel.


    Figura 5a. Viene mostrata la gamma dinamica misurata per pixel per 4 diverse telecamere. Le fotocamere con pixel di grandi dimensioni hanno una gamma dinamica più ampia. La fotocamera a pixel piccoli ha una gamma dinamica molto buona, ma quella gamma si deteriora rapidamente con l'aumento dell'ISO. Le fotocamere a grande pixel prodotte fino al 2007 erano limitate da convertitori analogico-digitale a 12 bit a bassi ISO. Il rumore più basso, Canon 1D Mark III a 14 bit ha migliorato le prestazioni oltre il pixel 1D Mark II leggermente più grande. Le prestazioni agli alti ISO sono migliori di circa 1/2 stop, in modo simile a quanto affermato da Canon quando è stata annunciata la fotocamera. Questo miglioramento è dovuto a un fattore di riempimento migliore e a un rumore di lettura inferiore. Senza il convertitore a 14 bit a basso rumore, la Mark III sarebbe in basso a sinistra rispetto alla Mark II. L'appiattimento della gamma dinamica verso ISO più bassi è dovuto al rumore nell'elettronica della fotocamera, come il convertitore A/D (vedere la Figura 8 per i modelli di sorgenti di rumore). Punto dati Canon 50D: gamma dinamica = 10,7 stop a ISO 400 (riferimento 27).


    Figura 5b. La gamma dinamica misurata per pixel per 3 diverse telecamere è mostrata con i modelli della gamma dinamica prevista. Le fotocamere con pixel di grandi dimensioni hanno una gamma dinamica più ampia, sia misurata che in teoria. La gamma dinamica è spesso limitata dal convertitore A/D e da altri componenti elettronici nel sistema, illustrato dai dati misurati che scendono al di sotto del modello a ISO inferiori.

    NOTA: Unity Gain è un concetto imperfetto secondo me. È incluso qui per riferimento storico. Contrariamente ad alcuni post in rete, non ho iniziato io questo concetto. Sembra una buona idea: che l'unità di conteggio fondamentale sia un quanti: un elettrone. Sembrava che non fosse necessario digitalizzare un segnale più fine di 1 elettrone. Agli albori delle fotocamere digitali (prima del 2008 circa), l'elettronica delle fotocamere digitali era troppo rumorosa per contrastare la teoria. Ma da allora le fotocamere digitali hanno un rumore sostanzialmente inferiore. Il rumore di lettura ad alti ISO è generalmente inferiore a 2 elettroni. Ma questo si ottiene solo quando gli ISO sono molto più alti di Unity Gain. Chiaramente ci sono vantaggi per gli ISO oltre a Unity Gain. La ragione fondamentale per cui Unity Gain non è rilevante è perché il sensore in una fotocamera digitale è un sistema analogico, non digitale. I segnali del sensore sono analogici e solo dopo l'amplificazione il segnale viene digitalizzato.

    Quanto segue è per riferimento storico.

    Un concetto importante per la sensibilità fondamentale di un sensore è l'efficienza quantica. Ma in termini di prestazioni della fotocamera giocano un ruolo anche altri fattori, tra cui la dimensione di un pixel e la trasmissione dei filtri sul sensore (il filtro Bayer RGBG, il filtro di blocco IR e il filtro sfocatura). Pixel più grandi consentono di raccogliere più luce, proprio come un grande secchio raccoglie più gocce di pioggia in un temporale. Ma il pixel grande ha un costo: meno risoluzione sul soggetto (meno pixel sul soggetto).

    Un parametro che combina l'efficienza quantica e i fotoni convertiti totali in un pixel, che tiene conto della dimensione del pixel e della trasmissione dei filtri (filtro Bayer RGBG, filtro sfocatura, filtro di blocco IR), è chiamato "Unity Gain". ISO." L'Unity Gain ISO è l'ISO della fotocamera in cui il convertitore A/D digitalizza 1 elettrone in 1 numero di dati (DN) nell'immagine digitale. Inoltre, per scalare tutte le fotocamere all'equivalente Unity Gain ISO, si presume un convertitore a 12 bit. Poiché 1 elettrone (1 fotone convertito) è il quanto più piccolo che ha senso digitalizzare, in teoria non ha molto senso aumentare l'ISO al di sopra dell'ISO del guadagno unitario (si possono ottenere piccoli guadagni a causa degli effetti di quantizzazione, ma all'aumentare dell'ISO, la dinamica intervallo diminuisce). SALVO CHE LA TEORIA È FALLITA. C'è un avvertimento a questa idea: il rumore a schema fisso può ancora essere un fattore e in alcune fotocamere è necessario un guadagno ISO più alto dell'unità per ridurre il rumore a schema fisso apparente. La Figura 6 mostra l'Unity Gain ISO per varie fotocamere e sensori che possono essere acquistati dai produttori. È chiaro che c'è una tendenza nelle prestazioni ISO in funzione della dimensione dei pixel. I guadagni per varie fotocamere sono mostrati nella Tabella 3 in funzione dell'ISO. Nota in pratica per i sistemi a 14 bit è possibile utilizzare ISO inferiori se il convertitore A/D non limita le prestazioni. Confrontando le prestazioni effettive dei convertitori A/D a 14 bit (ad esempio, vedere la Figura 8a) e il rumore di lettura nella Tabella 4, le prestazioni del rumore di lettura apparente più basso rimangono simili (

    ISO 1600) sia per reflex digitali a 12 bit che per reflex digitali a 14 bit. Ma molte fotocamere hanno un rumore di pattern a ISO bassi, inclusi ISO superiori a Unity Gain. Le prestazioni ottimali in condizioni di scarsa illuminazione sono a ISO pari o superiori al guadagno unitario e sufficientemente elevate in cui il rumore del pattern non è più evidente. In molte reflex digitali, questo è intorno a 1600 ISO (vedi analisi dei singoli sensori della fotocamera). In pratica, imposta il guadagno all'ISO 2x più vicino (es. ISO 400, 800, 1600, 3200), poiché i dati ottenuti ad altri ISO possono essere semplicemente moltiplicati per il processore digitale della fotocamera in alcune fotocamere. In molti casi, di solito è difficile vedere la differenza di prestazioni tra ISO 800 e 1600, fatta eccezione per la diminuzione della gamma dinamica più bassa a ISO più alti, o il rumore di pattern fisso più alto a ISO più bassi.


    Figura 6b. Il guadagno unitario è mostrato in funzione del passo dei pixel. Stessi dati della Figura 6a, con scala ampliata.

    Si possono trovare discussioni su Internet sulla "ISO nativa" per una fotocamera. Non esiste davvero una cosa del genere. L'ISO è semplicemente un guadagno post sensore seguito dalla digitalizzazione. Le impostazioni ISO sono necessarie principalmente per compensare la gamma dinamica inadeguata dell'elettronica a valle. Si potrebbe specificare ISO in modo tale che l'elettronica a valle digitalizzi l'intera gamma di segnali fino alla piena capacità del pozzo. Alcuni potrebbero dire che è l'ISO nativo, ma non c'è alcun vantaggio intrinseco a questa ISO e in molte applicazioni non è proprio l'ideale. La digitalizzazione dell'intera gamma, assumendo che si riempia quella gamma con elettroni dall'esposizione ottimale, massimizza il rapporto segnale-rumore a segnali alti (questo è il concetto di utilizzare l'ISO più basso sulla fotocamera e "esporre a destra". questa gamma fornisce una scarsa digitalizzazione della fascia bassa del segnale e, a seconda della fotocamera, può avere effetti collaterali come il rumore di fondo. In alternativa, lavorando a ISO più elevati si digitalizza meglio la fascia bassa della gamma del segnale con il sacrificio di perdere la fascia alta di Vedere "Cos'è l'ISO su una fotocamera digitale? Miti sull'ISO e fotocamere digitali" per ulteriori informazioni sull'ISO.

    Fattore di sensibilità alla luce bassa

    Unity Gain ISO descrive la parte ad alto segnale di un'immagine (le alte luci) ad alti ISO, e il rumore di lettura apparente le prestazioni corrispondenti all'estremità del segnale basso della fotografia. Ma se una fotocamera forniva più fotoni a un pixel, leggere il rumore da solo non fornisce una storia completa delle prestazioni nell'ombra. Il "Fattore di sensibilità in condizioni di scarsa illuminazione" descrive le prestazioni delle ombre con iso elevati per pixel (Figura 7). Descrive anche le prestazioni in condizioni di scarsa illuminazione nelle ombre di esposizioni fino a decine di secondi ad alti ISO.

    In astrofotografia, un elevato fattore di sensibilità alla luce bassa registrerebbe le stelle più deboli, almeno per le esposizioni in cui il rumore termico non dominava. Tuttavia, questo fattore di scarsa sensibilità alla luce non si applica alle stelle. E se non stelle, non altri soggetti. Ad esempio, le stelle nel piano focale sono piccoli dischi, diffusi dalla diffrazione, dalla turbolenza atmosferica e dalle aberrazioni della lente. Quindi, distribuisci su più pixel e più pixel in una fotocamera con pixel più piccoli. Per la sensibilità del SOGGETTO una metrica migliore può essere la densità del segnale divisa per la densità del rumore di lettura (vedere la Figura 10). Questa sezione verrà modificata dopo ulteriori test. Si noti che la 7D nella Figura 7 mostra un fattore molto più basso rispetto alla 1D Mark IV, tuttavia la 7D registra stelle deboli almeno quanto la 1DIV, e forse leggermente più deboli. Vedi Fotografia di paesaggi notturni con fotocamere digitali per immagini di esempio che lo dimostrano. Un fattore che contribuisce al fattore di esposizione lunga in condizioni di scarsa illuminazione sono anche gli effetti dannosi del rumore causato dalla corrente oscura. Anche questo sarà preso in considerazione in una nuova misura.


    Figura 7 Il fattore di sensibilità in condizioni di scarsa illuminazione per pixel descrive le prestazioni della fotocamera nelle ombre o nelle parti più scure di un'immagine a valori ISO elevati. Fattore di sensibilità in condizioni di scarsa illuminazione = Guadagno unitario ISO diviso per il rumore di lettura in elettroni. Un valore più alto mostra prestazioni migliori nella registrazione dei dettagli delle ombre a ISO elevati. Derivato dai dati nella tabella 2.

    Fonti di rumore

    A livelli di segnale elevati (la maggior parte della gamma di un'immagine di una fotocamera digitale), il rumore per pixel è dominato dal rumore dei fotoni, i tempi di arrivo casuali intrinseci dei fotoni al sensore. Ai livelli di segnale più bassi contribuiscono altre sorgenti. A volte c'è confusione su quali siano le fonti di un rumore così basso. Ad esempio, la Tabella 4 di seguito mostra che il rumore di lettura apparente è elevato (se espresso in elettroni) a ISO bassi e diminuisce con l'aumento di ISO. Le figure 8a e 8b mostrano le fonti e le ragioni di queste tendenze. Con fotocamere a pixel di grandi dimensioni a basso ISO, tipico delle DSLR raccolgono abbastanza fotoni che il rumore dei fotoni è piccolo rispetto al rumore di lettura e al rumore dal convertitore analogico-digitale (ADC). Alcuni chiamano questo rumore di quantizzazione e, sebbene tale rumore contribuisca al rumore totale dell'ADC, predominano altre fonti di rumore nello stadio dell'ADC, specialmente sulle fotocamere più recenti con ADC a 14 bit (la Canon 40D nella Figura 8a). Sulle fotocamere a pixel piccoli, il guadagno analogico è sufficientemente alto che, con segnali bassi, il rumore di lettura domina le sorgenti di rumore e il rumore dell'ADC è un fattore ridotto (Figura 8b). La fotocamera a pixel piccoli in Figura 8b sembra avere prestazioni ISO basse migliori rispetto alle fotocamere a pixel grandi in Figura 8a, ma non è così, perché le fotocamere a pixel grandi raccolgono molte volte più fotoni/pixel in una data esposizione.


    Figura 8a Sorgenti di rumore del rumore di lettura apparente totale per pixel per 2 fotocamere: l'ADC a 12 bit nella 1D Mark II mostra che il rumore dell'ADC limita le prestazioni a ISO bassi, mentre il rumore di lettura del sensore domina a ISO elevati. La Canon 40D a 14 bit ha uno stadio ADC con prestazioni relativamente basse, e quindi la fotocamera è ancora limitata dal rumore ADC a bassi ISO e non ottiene miglioramenti 4x rispetto al sistema a 12 bit. Non è previsto un miglioramento di 4 volte in base alle prestazioni tipiche dell'ADC, vedere il riferimento 15 ed esaminare le specifiche dell'ADC a 12 e 14 bit per i dispositivi che funzionano nella gamma di molti megahertz. I dati indicano, tuttavia, che ADC migliori potrebbero migliorare le prestazioni a bassi ISO (inclusa la gamma dinamica), e lo vediamo nella Canon 1D Mark III (come indicato da un leggero miglioramento nella Figura 5: i pixel più piccoli della Canon 1D Mark III a un livello di prestazioni simile a quello della Canon 1D Mark II con pixel più grandi). Dal riferimento 15, sembrano essere necessari ADC a 16 bit, poiché solo tali dispositivi ad alte prestazioni hanno i rapporti segnale-rumore necessari per questi sensori.


    Figura 8b Le telecamere a pixel piccoli hanno stadi di guadagno analogici con un guadagno elevato in modo che l'ADC a 12 bit non sia un fattore limitante. Anche se il sensore viene letto con un rumore limitato a segnali bassi, i pixel piccoli raccolgono molti meno fotoni in una data esposizione rispetto alle fotocamere a pixel grandi.

    Rumore termico da corrente oscura

    Nelle lunghe esposizioni, gli elettroni si raccolgono nel sensore a causa di processi termici. Questa è chiamata la corrente oscura termica. Come con il rumore dei fotoni, il rumore della corrente di buio termico è la radice quadrata del segnale. Si può sottrarre il livello della corrente oscura, ma non il rumore dalla corrente oscura. Molte fotocamere digitali moderne hanno la soppressione della corrente di buio sul sensore, ma questo non sopprime il rumore della corrente di buio. Tuttavia, previene i livelli zero irregolari che affliggono le fotocamere prima dell'innovazione (fotocamere Canon prima del 2008 circa). Esempi di questo problema si trovano in: Confronti a lunga esposizione.

    N = (S + r 2 + t 2 ) 1/2 = (S + r 2 + dc * e) 1/2 , (eqn 1a)

    Rapporto segnale-rumore, SNR = S / N, (eqn 1c)

    dove N = rumore totale in elettroni, S = numero di fotoni (segnale), r = rumore di lettura apparente negli elettroni (rumore di lettura del sensore + rumore dell'elettronica a valle) e t = rumore termico in elettroni. Il rumore termico è uguale alla radice quadrata della corrente di buio al secondo, dc, per il tempo di esposizione in secondi, ad es. Il segnale, S, è proporzionale alla velocità di arrivo del fotone, P, per il tempo di esposizione, e. Il rumore di un flusso di fotoni, la luce che tutti vediamo e immaginiamo con le nostre fotocamere, è la radice quadrata del numero di fotoni, ecco perché la S nell'equazione 1 non è al quadrato (sqrt(S) 2 = S). Sia i fotoni totali contati, S, sia il rumore termico, t, sono funzioni del tempo di esposizione. S è direttamente proporzionale al tempo di esposizione. Il rumore termico è correlato alla corrente di buio. La corrente di buio è solitamente espressa come elettroni/secondo e il rumore è la radice quadrata degli elettroni, quindi il rumore termico è proporzionale alla radice quadrata del tempo di esposizione.

    Vedere le valutazioni dei singoli sensori per i dettagli sulla corrente di buio per una determinata telecamera.


    Figura T. Viene confrontata la corrente di buio in funzione della temperatura per 5 telecamere. Le temperature sono le temperature della fotocamera riportate nei dati EXIF ​​della fotocamera ed erano da 2 a 10 gradi superiori alla temperatura ambiente misurata. Le fotocamere 1D più massicce tendevano ad avere una differenza maggiore tra la fotocamera interna e la temperatura ambiente. Ad esempio, la 7D punta a -10 e -11 C dove è stata fatta fianco a fianco con la 1DIV in un congelatore e la 1D ha riportato -3 e -5 C. La temperatura del congelatore era -13 C e le telecamere sono state raffreddate per 2 ore. L'aumento del trend per 6D e 1DX potrebbe essere dovuto al riscaldamento interno e il sensore era effettivamente più caldo della temperatura riportata. Anche così, vediamo una chiara tendenza all'aumento della corrente oscura con l'aumento della temperatura. La corrente oscura tende a raddoppiare per circa ogni 5-6 gradi C.

    Diffrazione

    La diffrazione limita anche i dettagli e il contrasto in un'immagine. È la perdita di contrasto e dettaglio che limita la qualità dell'immagine apparente (sotto). Man mano che le dimensioni dei pixel si riducono, gli obiettivi devono essere utilizzati con rapporti f/ inferiori e tali obiettivi devono fornire prestazioni migliori per aumentare la qualità dell'immagine apparente. Pochi obiettivi hanno una diffrazione limitata a f/8 sull'intero campo visivo, quindi questo è un limite superiore ottimistico per la qualità dell'immagine.


    Figura 9. La diffrazione influisce sui dettagli dell'immagine riducendo il contrasto. Il termine tecnico per la riduzione del contrasto è chiamato Modulation Transfer Function (MTF) e descrive il contrasto che la fotocamera offre in funzione della spaziatura delle linee (chiamata frequenza spaziale) o dei dettagli fini. Qui la frequenza spaziale è espressa in termini di spaziatura dei pixel. All'aumentare di f/stop, il punto di diffrazione diventa più grande e i dettagli fini dell'immagine si riducono in contrasto.Le linee rossa, verde e blu mostrano gli effetti di diffrazione per le lunghezze d'onda della luce rossa, verde e blu per rapporti f/1, 2, 4 e 8. Quando MTF raggiunge 0, non ci sono dettagli nell'immagine a quella scala.

    Densità di pixel


    Figura 11. Poiché tutti i sensori hanno un rumore di lettura finito, quando si sommano i pixel, il rumore di lettura totale aumenta. Il rumore di lettura per pixel dipende poco dalla dimensione dei pixel. Nota i miglioramenti tecnologici con diverse generazioni di fotocamere. Ad esempio, le fotocamere più vecchie, la Canon S60 e 10D, avevano un rumore molto elevato, a metà del decennio 2000-2009 le fotocamere avevano circa 4 rumori di lettura degli elettroni (ad es. Canon 5D, 1D Mark II, 1D Mark III, 40D , Nikon D300) e nell'ultima parte del decennio il rumore di lettura è sceso a circa 2,5 elettroni (Canon 5D Mark II, 50D, 7D) e nel 2010 la 1D Mark IV ha fissato un nuovo minimo di 1,7 elettroni).


    Figura 12. La gamma dinamica di un'area di pixel sarà maggiore di quella di un singolo pixel, ma diminuirà con la dimensione del pixel perché il rumore di lettura aumenta e il livello del segnale diminuisce al diminuire della dimensione del pixel. L'asse verticale della gamma dinamica è mostrato in stop fotografici (1 stop = fattore di 2). Le linee continue sono modelli che mostrano quali sarebbero le tendenze se la tecnologia fosse costante e le dimensioni dei pixel variassero. Ancora una volta vediamo una tendenza al miglioramento di una migliore gamma dinamica con i nuovi sensori man mano che la tecnologia migliora.

    Qualità dell'immagine apparente del sensore completo (FSAIQ)

    La qualità apparente dell'immagine è una misura soggettiva, che include la risoluzione e il rapporto segnale/rumore. Anche se questo non è un concetto nuovo, presento le mie definizioni di lavoro.

    La qualità dell'immagine dipende dalla situazione dell'immagine. Come descritto nelle sezioni iniziali di questo articolo, se si desidera la massima qualità dell'immagine e si può scegliere la lunghezza focale per utilizzare l'intero sensore (ad es. fotografia di paesaggi), la metrica della qualità dell'immagine sarà diversa rispetto a se si desidera il massimo dettaglio su un soggetto, come un uccello, che è piccolo nell'inquadratura e non puoi aumentare la focale. La prima situazione riguarda l'uso del sensore completo, quindi la "Qualità dell'immagine apparente del sensore completo" è importante, FSAIQ:

    FSAIQ = StoN18 * MPix / 20.0 = sqrt(0.18*elettroni a pozzo pieno) * Mpix / 20.0,

    dove StoN18 è il rapporto segnale-rumore fornito dal sensore su un target grigio al 18%, supponendo che un target riflettente al 100% satura solo il sensore e Mpix è il numero di megapixel. StoN18 viene calcolato dalle prestazioni dei pixel prima del demosaicing Bayer: indicativo delle prestazioni reali di ciascun pixel. La tabella 2 mostra il FSAIQ calcolato. La qualità effettiva dell'immagine dipende dall'obiettivo che fornisce una determinata risoluzione, quindi usa questi valori come una guida approssimativa di ciò che potrebbe essere possibile. Maggiori informazioni su FSAIQ e confronto con il film sono disponibili su: http://www.clarkvision.com/articles/film.vs.digital.summary1.html.


    Figura 13 Qualità dell'immagine apparente del sensore completo. I modelli utilizzano la stessa equazione e parametri del modello in Figura 4 ed è "Modello A" descritto di seguito. Il modello prevede da vicino le prestazioni per tutte le fotocamere moderne (entro circa il 10% per i pixel grandi e il 20% per i pixel piccoli). Le fotocamere e i sensori più vecchi sono inferiori al modello, ad es. tipicamente a causa di fattori di riempimento inferiori. I sensori di efficienza quantica (QE) più elevati rispetto al modello (45%) verrebbero tracciati sopra il modello (di un fattore di radice quadrata 2, FSAIQ 1,41 volte superiore per un

    sensore QE 100%). Le linee colorate in tinta unita indicano la dimensione costante del sensore in megapixel. La Canon 7D e 1D Mark IV hanno sensibilità di sistema più elevate rispetto al modello, quindi stanno tracciando un po' sopra i modelli. Le linee colorate tratteggiate indicano sensori di formato costante. Il sensore "Full-Frame" ha le stesse dimensioni della pellicola da 35 mm. Quando ci si sposta a sinistra lungo una linea di formato costante, FSAIQ prima aumenta fino a quando la diffrazione inizia ad avere effetto, quindi FSAIQ diminuisce. La diffrazione a f/8 viene utilizzata per i sensori Full Frame, ritaglio 1,3x e ritaglio 1,6x e f/7 per il sensore 4/3 (linee tratteggiate lunghe), f/4 per il Full Frame e 2/ Sensore di piccolo formato da 3" e f/2.8 per il sensore più piccolo mostrato, 1/1.8" (linee tratteggiate corte). I rapporti f/più piccoli sono necessari man mano che le dimensioni del sensore diminuiscono per adattare il modello ai dati osservati. Ciò indica che le fotocamere di formato più piccolo devono avere obiettivi di qualità molto elevata per offrire prestazioni ad alti megapixel. La diffrazione limita i megapixel effettivi. Quando i pixel diventano molto piccoli, trattengono così pochi elettroni che la gamma dinamica ne risente, e questo causa l'abbassamento di FSAIQ a dimensioni dei pixel inferiori a 2 micron di pixel pitch. Vedere la discussione sulla diffrazione, di seguito, che limiterà ulteriormente FSAIQ. Ad esempio, il FSAIQ per Canon 7D traccia sopra la linea del modello per il suo sensore di ritaglio 1.6x. Ma che FSAIQ sarà realizzato solo dall'obiettivo utilizzato con la fotocamera, la diffrazione è limitata al di sotto di f/8.

    I dati per FSAIQ per alcuni sensori nella Figura 13 sono riportati sotto le curve del modello. Questo si vede meglio nella tendenza al di sotto del modello 1.6x-crop. Quei punti rappresentano le fotocamere più vecchie che avevano un'efficienza inferiore (ad esempio la Canon 10D, con un pixel pitch di 7,4 micron), probabilmente a causa di fattori di riempimento inferiori, microlenti di qualità inferiore e efficienze quantistiche inferiori. Le fotocamere più recenti tracciano vicino alle linee del modello. La Nikon D3 traccia sotto il modello a causa della bassa capacità full-well riportata (sono necessari più dati a ISO 100 per confermare la capacità full-well della D3). La Canon 7D e 1D Mark IV hanno sensibilità di sistema più elevate rispetto al modello, quindi stanno tracciando un po' sopra i modelli.

    Nota che la Canon 7D in Figura 13 cade sopra la linea tratteggiata rossa. Le linee tratteggiate rosse stanno diminuendo a causa della perdita di dettaglio e contrasto dalla diffrazione af/8. Pertanto, è necessario un obiettivo che lavori più velocemente di f/8 e fornisca dettagli migliori di un obiettivo con diffrazione limitata f/8 per consentire al sensore 7D di fornire la qualità indicata nelle sue immagini. Ciò richiede un obiettivo di altissima qualità.

    Il modello FSAIQ e i dati del sensore nella Figura 13 sono per l'ISO più basso che riempie il pixel di elettroni. FSAIQ per ISO più alti diminuisce approssimativamente con la radice quadrata dell'ISO, quindi quadruplica l'ISO e il FSAIQ diminuisce di 2 volte. Se uscissero nuovi sensori con una maggiore efficienza quantica (è possibile un miglioramento di circa 2 volte), il FSAIQ verrebbe aumentato della radice quadrata dell'aumento, quindi è possibile un miglioramento di 1,4 volte.

    Lunghezza focale limitata Qualità dell'immagine apparente FLL-AIQ

    Ora esaminiamo la qualità dell'immagine in situazioni in cui si desidera risolvere il maggior numero di dettagli possibile su un soggetto, ad esempio la Luna con una sorta di teleobiettivo, o un uccello o un altro soggetto quando è piccolo nell'inquadratura.

    Consideriamo innanzitutto una situazione con una lunghezza focale così limitata in cui si desidera ottenere un output della stessa dimensione, ad es. una stampa. Ad esempio, vuoi realizzare una stampa della Luna di 8x10 pollici. Per ottenere il massimo dettaglio sulla Luna, sono necessari i pixel più piccoli per una data lunghezza focale purché l'obiettivo possa fornire il dettaglio e in modo tale che i pixel non siano troppo piccoli che il pixel piccolo provochi troppo rumore apparente (segnale basso -to-rumore) e la gamma dinamica non viene influenzata. La qualità dell'immagine apparente in uscita costante limitata alla lunghezza focale, a ISO 1600, FLL-AIQ1600, è:

    FLL-AIQ1600 = pixel/mm * StoN18 a ISO 1600 * radice quadrata (densità della gamma dinamica/15 stop)/42


    Figura 14. Lunghezza focale Limitata in uscita costante Qualità dell'immagine apparente a ISO 1600. Il modello (curva verde continua) mostra la qualità dell'immagine per tecnologia costante e dimensione dei pixel variabile. I punti dati della fotocamera mostrano il miglioramento della tecnologia nel tempo. La qualità dell'immagine può essere limitata dalle lenti e dai limiti di diffrazione come mostrato.

    Lunghezza focale limitata Qualità dell'immagine apparente FLL-AIQ-MAX

    In situazioni con lunghezza focale limitata in cui si desidera il massimo dettaglio su un soggetto, la risoluzione più alta verrà fornita dal sensore con i pixel più piccoli, supponendo che l'obiettivo possa fornire i dettagli. La maggior parte giudicherà la qualità dell'immagine più alta sull'immagine con dettagli più fini anche con più rumore, purché il rumore non sia eccessivo e la gamma dinamica sia adeguata. La metrica migliore per questa situazione è l'inverso della dimensione dei pixel, come indicato nella sezione Figura di merito del sensore della fotocamera (CSFM) di seguito.

    Un'illustrazione della dimensione inversa dei pixel è illustrata nella Figura 15. La luna è stata fotografata con lo stesso obiettivo su quattro fotocamere, che vanno da 8,2 micron pixel a 4,3 micron pixel. L'immagine con pixel da 4,3 micron mostra più dettagli. Nota, non c'è alcun effetto moltiplicatore del fattore di ritaglio. Vedere Fattore di ritaglio per maggiori dettagli.


    Figura 15. La Luna fotografata con 4 diverse fotocamere utilizzando lo stesso obiettivo, quindi la lunghezza focale è la stessa per ogni immagine. Questa è l'immagine a piena risoluzione prodotta nella fotocamera e scritta come file jpeg. Non è stata eseguita alcuna nitidezza post-elaborazione. La fotocamera 1D Mark II ha pixel da 8,2 micron, raccogliendo più luce per pixel dando rapporti segnale-rumore molto elevati. La fotocamera 5D Mark II ha pixel da 6,4 micron che risolvono i dettagli più fini, ma con rapporti segnale/rumore inferiori. La 1D Mark IV ha pixel più piccoli ma offre un'immagine migliore nonostante un rapporto segnale/rumore inferiore per pixel. La 7D, con i pixel più piccoli e il rapporto segnale-rumore più basso, offre la migliore immagine nonostante abbia i rapporti segnale-rumore più bassi per pixel delle 4 telecamere.

    Figure di merito del sensore della fotocamera (CSFM)

    La funzione AIQ di cui sopra richiede dati affidabili sulle prestazioni del sensore che non esistono per molti sensori. Inoltre, quando vengono introdotte nuove fotocamere, si potrebbe volere una semplice previsione delle prestazioni del sensore basata sui dati che il consumatore potrebbe ottenere prontamente. Quindi ho trovato una semplice equazione:

    Camera Full Sensor Figure of Merit (CFSFM) = megapixel * pixel pitch.

    Il passo dei pixel è proporzionale alla radice quadrata della densità dei pixel e il passo dei pixel è anche correlato al rapporto segnale-rumore, che è una proprietà principale della mia funzione AIQ. Ma l'equazione di cui sopra ignora l'efficienza quantistica, la trasmissione del filtro e le variazioni del fattore di riempimento che è meglio rappresentata nel modello S/N nel modello AIQ sopra. Tuttavia, non abbiamo dati grezzi e informazioni sul sensore S/N per molte fotocamere, quindi le cifre di merito possono essere buoni indicatori generali. Aggiungerò cifre di merito calcolate quando il tempo lo consente, ma puoi facilmente utilizzare i dati nella Tabella 2 per calcolare le cifre o il merito per varie fotocamere. Tuttavia, le cifre di merito ignorano i piccoli effetti dei pixel della scomparsa della gamma dinamica man mano che la dimensione dei pixel diminuisce e i dettagli dell'immagine inferiori a causa degli effetti di diffrazione, che è nei modelli AIQ.

    Esempio di valori di merito del sensore della fotocamera:
    CFSFM = Figura di merito del sensore pieno della fotocamera
    FLLCSFM = Figura di merito del sensore della fotocamera con lunghezza focale limitata

    NOTA IMPORTANTE SULL'INTERPRETAZIONE FLLCSFM . Questo è il caso con lunghezza focale limitata e si applica solo alle lunghezze focali reali. Ad esempio, l'FZ50 ha un obiettivo equivalente da 35-420 mm montato, ma la vera lunghezza focale è solo da 7,4 a 88,8 mm. Se scattassi una foto della Luna a 88,8 mm (zoom massimo) su FZ50 e la confrontassi con un'immagine scattata con un obiettivo da 88,8 mm su una Nikon D3, l'immagine FZ50 mostrerebbe più dettagli. Ma se avessi una lunghezza focale più lunga circa 3 volte più lunga sulla D3, le due fotocamere produrrebbero dettagli spaziali simili (ma la D3 avrebbe un rapporto segnale/rumore più elevato), e con lunghezze focali più lunghe, la D3 mostrerebbe più dettagli . Quindi i rapporti del FLLCSFM indicheranno i rapporti nelle vere lunghezze focali necessarie per mostrare dettagli simili su un soggetto piccolo nelle immagini di ciascuna fotocamera. Ad esempio, con la Canon 7D, un obiettivo da 180 mm produrrebbe dettagli sul soggetto simili a quelli dell'FZ50 al massimo dello zoom, ma anche in questo caso la 7D avrebbe immagini con rapporto segnale/rumore più elevato. Il CFSFM indica quale fotocamera ha pixel di qualità superiore e FLLCSFM indica la risoluzione relativa per gli stessi obiettivi con lunghezza focale effettiva. È fisicamente impossibile che entrambe le metriche siano il massimo per la stessa fotocamera.

    Modelli di prestazioni del sensore

    I modelli di sensori in questo articolo sono semplici ma descrivono accuratamente molti sensori. Notare che maggiore è la distanza nei punti dati dal modello generalmente si verifica per i sensori più vecchi. per esempio. probabilmente a causa di fattori di riempimento inferiori, microlenti di qualità inferiore e efficienze quantistiche inferiori. I sensori più recenti tendono a tracciare più vicino al modello.

    Vengono utilizzati due modelli: Modello A e Modello B. I modelli presuppongono un'efficienza quantica simile agli attuali sensori delle fotocamere digitali (

    45%), una capacità del pozzo pieno = 1.700 elettroni per micron quadrato attivo (la densità elettronica) (modello A) e 1.900 elettroni (modello B), rumore di lettura = 2, 2,5 o 4 elettroni (come notato) e 0,25 micron spazio morto tra i pixel. (I modelli mostrati nelle figure su questa pagina Web prima del 26 dicembre 2008 utilizzavano uno spazio morto di 1 micron tra il 2009 utilizzavano uno spazio morto di 0,5 micron per i sensori APS-C e più grandi) Ad esempio, un sensore con spaziatura dei pixel di 3,5 micron e uno spazio morto spazio di 0,5 micron, avrebbe un'area attiva di 9 micron quadrati che raccoglie 9*1.700 = 15.300 elettroni nel modello A. AIQ è limitato nel modello in Figura 13 da 2 fattori: 1) diffrazione e 2) gamma dinamica inferiore come pixel la dimensione diminuisce. Il modello limita la risoluzione (megapixel effettivi) alla funzione di trasferimento di modulazione al 50% di risposta (MTF50). MTF50 si verifica con rapporto f/1,56 micron/pixel. Ad esempio, a f/8 l'MTF 0% si verifica a 5,13 micron, quindi i pixel più piccoli di circa 5 micron saranno limitati nella risoluzione spaziale con un obiettivo f/8 con diffrazione limitata. L'AIQ viene diminuito linearmente nel modello quando la gamma dinamica (definita come piena ben divisa dal rumore di lettura) scende al di sotto di 10 stop fotografici. Questo punto di interruzione è visibile nelle curve in formato costante (linee tratteggiate) inferiori a 2 micron nella Figura 13.

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    Tabelle dati

    Di seguito sono riportate le tabelle che forniscono altri parametri derivati ​​per molte fotocamere insieme ai dati delle schede tecniche del produttore per i loro sensori. I metodi per determinare il guadagno, la capacità massima e il rumore di lettura possono essere trovati ai riferimenti 1-5. Procedure specifiche sono descritte in Procedure per la valutazione del rumore del sensore della fotocamera digitale, della gamma dinamica e delle capacità Full Well Analisi Canon 1D Mark II http://www.clarkvision.com/articles/evaluation-1d2.

    Il modello di segnale e rumore per le fotocamere digitali è fornito nell'equazione 1, sopra. È quel modello che ci consente di calcolare le prestazioni di una fotocamera e come risponderà in una determinata situazione. È questo modello prevedibile di segnale e rumore che ci consente di prevedere le prestazioni delle fotocamere digitali. Ci mostra anche che coloro che aspettano che la fotocamera con pixel piccoli migliorino e uguagliano le prestazioni dell'odierna DSLR con pixel grandi avranno una lunga attesa: semplicemente non può accadere a causa delle leggi della fisica. Quindi, se hai bisogno di elevate prestazioni ISO e/o scarsa illuminazione a livello di pixel, la soluzione migliore è una fotocamera con pixel grandi con un sensore corrispondentemente più grande. Tuttavia, con la gestione dei pixel, i pixel piccoli possono essere aggiunti insieme per fornire in modo efficace le prestazioni dei pixel grandi. Quindi la percezione di pixel più grandi rispetto a quelli piccoli può essere ampiamente mitigata in fase di post-elaborazione. Ciò che è importante per una buona prestazione complessiva è una buona sensibilità, un basso rumore di lettura, una bassa corrente di buio e un basso rumore a schema fisso.

    Un altro fattore da considerare in questi giorni è la dimensione costante del sensore e pixel di dimensioni diverse. In questo caso si scambia il rapporto segnale-rumore e più dettagli in un'immagine (supponendo che l'obiettivo possa fornire il dettaglio). Il commercio tra più pixel, ciascuno con un rapporto segnale/rumore inferiore e un minor numero di pixel più grandi, ciascuno con un rapporto segnale/rumore migliore e che produce l'immagine migliore, dipende dal soggetto. Di solito solo quando si è affamati di fotoni, come nelle scene notturne più buie, la fotocamera con pixel più grandi fornirà un'immagine migliore. Quando il rapporto segnale-rumore è limitato dal rumore dei fotoni (che include la maggior parte delle immagini delle fotocamere digitali), è possibile calcolare la media dei pixel e ottenere il rapporto segnale-rumore di qualsiasi pixel più grande (il valore di r è piccolo rispetto a P in equazione 2 sopra). In tal caso, il rumore è dominato dai fotoni e in generale i pixel più piccoli (in un sensore di dimensioni costanti) forniranno un'immagine migliore. Se il segnale del fotone è molto basso in modo che il rumore di lettura sia una parte significativa del rumore del fotone, pixel più grandi (in un sensore di dimensioni costanti) forniranno l'immagine migliore.

    Tavolo 2
    Dati sulle prestazioni del sensore della fotocamera digitale
    Appunti:
    AIQ = StoN18 * MPix / 20.0 = sqrt(0.18*Full well electrons) * Mpix / 20.0, dove StoN18 è il rapporto segnale/rumore del sensore su un target grigio al 18%, supponendo che un target riflettente al 100% satura appena il sensore e Mpix è il numero di megapixel.
    full well iso è l'iso più basso in cui la fotocamera raggiunge il massimo (=100 per le reflex digitali e 50 per le fotocamere point and shoot S60 e S70). Ad esempio, la Canon 1D Mark II a iso 800 ha un guadagno di 1,6, quindi: 1,6 * 4095 * 800/100

    52400.
    *A ISO 100, Canon 1D MII registra un massimo di 52.300 elettroni a ISO 50, vengono registrati 79.900 elettroni, ma ciò avviene a circa 3/4 della scala lineare a 12 bit, a 3071 sull'intervallo DN a 12 bit.
    Una "e" dopo un valore significa stima.
    La Kodak KAF-18000CE è destinata a un sensore di medio formato, vedere il riferimento 12.
    La possibile gamma dinamica del sensore è teorica e in pratica è spesso limitata dai convertitori da analogico a digitale a 12 bit (o 10 bit) in molte fotocamere.
    Dimensioni del sensore dalle schede tecniche del produttore o dalle recensioni dei prodotti.
    La Canon 50D full well è proiettata dai dati ISO 400 nel riferimento 27.

    Di seguito sono riportati alcuni parametri aggiuntivi, raggruppati per telecamera per un confronto più semplice.

    Tabella 3a Guadagno telecamera a 12 bit
    * = sistema a 14 bit. I valori Canon 1D Mark II dal riferimento 3. Canon 1DMII sono valori più recenti determinati il ​​12 febbraio 2006 con il firmware 1.2.4, riferimento 3.
    Valori Canon 10D di Tam Kam-Fai pubblicati su [email protected], 20D, 300D, D70 valori ISO 400 di Terry Lovejoy, riferimento 1. Fotocamera digitale inquadra e scatta Canon S60 da 5 megapixel da questo studio.
    I valori 5D, 350D ISO 400 provengono dal riferimento 13. Il riferimento 21 deriva guadagni simili per la Canon 5D. Il valore 20D concorda anche con il riferimento 13 dove è riportato 3.09 elettroni/DN. Il riferimento 13 riporta che la 10D a ISO 400 ha un guadagno di 2,34 elettroni/DN, il 15% inferiore a quello utilizzato qui. Dati 40D e 400D dai riferimenti 14.

    Tabella 3b Guadagno telecamera nei sistemi a 14 bit Note:
    Canon 1D Mark III e 40D provengono da analisi Clarkvision. Nota che la 1D Mark III non cambia il guadagno tra ISO 50 e 100. Le foto con ISO 50 verranno saturate di uno stop in meno.
    Canon 1DMIII satura a 70500 elettroni a DN 15280 su 16383, ISO 50 (1360 elettroni/micron quadrato).
    Canon 40D satura a 43400 elettroni a DN 13824 su 16383, ISO 100 (1336 elettroni/micron quadrato).
    Le informazioni sulla Nikon D3 derivate dai riferimenti 16 e 21 Il riferimento 21 deriva una capacità di pozzo pieno saturato di 65.568 elettroni. Ciò è in contrasto con i 340.000 elettroni dichiarati (dicembre 2007) nel riferimento 16 (che è diverse volte la capacità completa del pozzo su una base per micron quadrato rispetto a qualsiasi altro sensore CMOS o CCD). Ad esempio, 340.000 danno 4761 elettroni per micron quadrato molto più alti di qualsiasi valore pubblicato che ho visto. userò

    137.000 elettroni come il pozzo pieno, che dà 1918 elettroni / micron quadrati, un valore ancora probabilmente troppo alto.
    I dati Nikon D300 derivati ​​dal riferimento 17 Il riferimento 17 afferma che la fotocamera satura a 12 bit DN 3830. La capacità completa del pozzo dovrebbe essere di circa: 2,74 * 16383 * 3830/4095

    42.000 elettroni. Nota Il riferimento 27 deriva 0,78 e/DN per la Canon 40D a ISO 400 rispetto allo 0,85 di questo sito (ovvero entro il 9% l'uno dall'altro). Canon 50D derivato dal riferimento 27. Analisi Canon 5D Mark II di R. Clark.

    * = sistema a 14 bit. Profondità del pozzo pieno (elettroni per DN massimo a iso 100) (forse dovremmo chiamarlo "profondità del pozzo DN massimo della fotocamera", perché non è necessariamente la vera profondità del pozzo pieno). Valori Canon 1D Mark II dal riferimento 3. Valori Canon 1DMII determinati il ​​12 febbraio 2006 con il firmware 1.2.4.
    Valori Canon 10D di Tam Kam-Fai pubblicati su [email protected], valori 20D, 300D, D70 di Terry Lovejoy, riferimento 1, e http://www.astrosurf.org/buil/20d/20dvs10d.htm La Canon 5D Valori , 350D e 20D calcolati dai guadagni sopra e lettura del rumore in DN dalla tabella 3 del riferimento 13. Dati 40D e 400D dai riferimenti 14. Per confronto, il riferimento 21 deriva per Canon 5D, leggi rumore = 32,7 elettroni a ISO 100 15,5 a ISO 200, 8,9 a ISO 400 e 3,8 a ISO 1600.

    Tabella 4b Analisi aggiuntive Note:
    Dati Canon 1D Mark III di Jerry L., analizzati qui da Clark.
    Canon 40D qui analizzato da Clark. Informazioni sulla Nikon D3 derivate dai riferimenti 16 e 21. Dati Nikon D300 derivati ​​dal riferimento 17. Canon 50D legge il rumore derivato in questo studio dai dati immagine per gentile concessione di Tim Dodd, Londra. Analisi Canon 5D Mark II di R. Clark.

    La tabella 5 Il rapporto segnale-rumore presuppone che il rumore dei fotoni sia limitato. Il rumore di lettura e altri fattori possono solo degradare questo numero (il rumore di lettura è insignificante per il massimo possibile e il rapporto segnale/rumore della carta grigia del 18% per i casi mostrati qui). * La Canon S60 full well è per ISO 50. P&S significa inquadra e scatta. La Canon 20D è perfettamente funzionante e il rapporto segnale-rumore è condizionato da un numero iniziale che potrebbe avere una barra di errore di grandi dimensioni.

    Dati del sensore della fotocamera individuale

    Canon 50D (novembre 2008) Passo pixel: 4,7 micron.
    S/N su cartoncino grigio 18%, ISO 100 = 70.
    Sensore Full Well Capacity a ISO più basso: 27.300 elettroni.
    Gamma dinamica del sensore = 27300/2,61 = 10.460 = 13,4 stop.
    ISO a guadagno unitario (ridimensionato a 12 bit) = 880 (guadagno unitario a 14 bit = ISO 220).
    Fattore di sensibilità alla luce scarsa: 337.
    Qualità dell'immagine apparente, AIQ = 52,7
    I guadagni sono stati derivati ​​dal guadagno ISO 400 nel riferimento 27. Dati immagine cortesia Tim Dodd, Londra. Quei dati dell'immagine hanno permesso di derivare il rumore di lettura, la piena capacità del pozzo e gli intervalli dinamici.

    Canon 5D Mark II (23 dicembre 2008) Pixel pitch: 6,4 micron.
    S/N su cartoncino grigio 18%, ISO 100 = 103.
    Sensore Full Well Capacity a ISO più basso: 65.700 elettroni.
    Gamma dinamica del sensore = 65700/2,5 = 26.280 = 14,7 stop.
    ISO a guadagno unitario (ridimensionato a 12 bit) = 1600 (guadagno unitario a 14 bit = ISO 404).
    Fattore di sensibilità alla luce scarsa: 640.
    Qualità dell'immagine apparente, AIQ = 109
    Tutti i dati derivati ​​da R. Clark, dicembre 2008.


    Caratteristiche speciali da cercare nei sensori di movimento

    È possibile acquistare un rilevatore di movimento di base o cercare modelli con più funzioni, in genere volti a ridurre i falsi allarmi o a semplificare l'installazione. Ecco alcune caratteristiche da considerare quando si sceglie il rilevatore di movimento.

    • Sensori di movimento senza fili
      • La scelta di un modello wireless ti semplificherà la vita dall'inizio alla fine. Nessun cavo significa nessuna perforazione e una configurazione più semplice. Questo tipo di sensore di movimento comunicherà con il tuo sistema di sicurezza domestica in modalità wireless e questo è il tipo più comune di sensore utilizzato oggi.
      • Questi tipi di sensori installati su porte e finestre sono tipicamente sensori a infrarossi passivi. Faranno immediatamente scattare l'allarme di sicurezza se si apre una porta o una finestra in casa.
      • I proprietari di animali domestici non sono mai abbastanza sicuri di cosa stiano facendo gli animali mentre sono al lavoro. Ma se hai un cane o un gatto attivo, è possibile che un sensore di movimento venga attivato a causa dei loro movimenti. Ci sono alcuni sensori passivi che possono essere impostati per ignorare i movimenti del tuo animale domestico. Di solito puoi configurarli per ignorare gli animali fino a un certo peso, il che significa che dovrebbero essere comunque utili per proteggere la tua casa da intrusi umani indesiderati.
      • Alcuni rilevatori di movimento funzionano di pari passo con i sistemi di videosorveglianza. Utilizzando questa tecnologia, la fotocamera registrerà solo quando il sensore è scattato. Ciò consente di risparmiare memoria per la videocamera di sicurezza e, naturalmente, può tornare utile avere prove video di un'effrazione.

      Tipi di rilevatori di movimento

      I rilevatori di movimento sono classificati in base a come rilevano il movimento di un corpo. Le due classificazioni sono elencate di seguito con una breve spiegazione del loro funzionamento

      Rivelatori attivi

      I rilevatori attivi sono anche noti come sensori di movimento basati su radar. I sensori del rilevatore attivo emettono onde radio/microonde attraverso una stanza o un altro luogo, che colpiscono gli oggetti vicini e li riflettono sul rilevatore del sensore. Quando un oggetto si muove nell'area controllata dal sensore di movimento in questo momento, il sensore cerca uno spostamento Doppler (frequenza) nell'onda quando ritorna al rilevatore del sensore, il che indicherebbe che l'onda ha colpito un oggetto in movimento. Il sensore di movimento è in grado di comprendere questi cambiamenti e inviare un segnale elettrico al sistema di allarme, alla luce o ad altri tipi di dispositivi collegati al sensore di movimento.

      Funzionamento del sensore di movimento attivo.

      Quando un oggetto si muove nell'area controllata dal sensore di movimento in questo momento, il sensore cerca uno spostamento Doppler (frequenza) nell'onda quando ritorna al rilevatore del sensore, il che indicherebbe che l'onda ha colpito un oggetto in movimento.

      Il sensore di movimento è in grado di comprendere questi cambiamenti e inviare un segnale elettrico al sistema di allarme, alla luce o ad altri tipi di dispositivi collegati al sensore di movimento.

      I sensori attivi utilizzano le microonde per il rilevamento del movimento sono utilizzati principalmente in applicazioni come porte automatiche nei centri commerciali e applicazioni simili, ma possono anche essere trovati nei sistemi di allarme di sicurezza delle case e sono utilizzati per i sistemi di illuminazione interna.

      I sensori di movimento attivi non sono più adatti per l'illuminazione esterna o applicazioni simili poiché il movimento di oggetti casuali come oggetti trasportati dal vento, animali più piccoli e insetti anche più grandi può essere rilevato dal sensore attivo e vengono attivati ​​i fulmini.

      Rivelatori passivi

      I sensori di movimento passivi sono opposti ai sensori attivi, non inviano nulla, ma rilevano semplicemente l'energia a infrarossi. I livelli di energia a infrarossi (calore) vengono rilevati da rilevatori passivi. I sensori passivi scansionano la stanza o l'area, è installato per il calore a infrarossi che viene irradiato dagli esseri viventi.

      Funzionamento del sensore di movimento passivo

      In realtà, il calore viene irradiato da qualsiasi oggetto con una temperatura superiore allo zero assoluto. Quando un oggetto entra nell'area di rilevamento di un sensore passivo, rileva il calore emesso da quell'oggetto e attiva l'allarme o accende la luce o qualsiasi applicazione.

      Questi sensori non sarebbero efficaci se potessero essere attivati ​​da un piccolo animale o insetto che si muove nel raggio di rilevamento, tuttavia, la maggior parte dei sensori passivi può essere regolata per rilevare il movimento di un oggetto con un certo livello di calore emesso, ad esempio regolando il sensore per rilevare il movimento solo da parte dell'uomo.

      Sensori combinati (ibridi)

      Il sensore di movimento a tecnologia combinata o ibrida è una combinazione di sensori attivi e passivi. Attiva la luce o l'allarme solo in tal caso quando viene rilevato un movimento da sensori sia attivi che passivi. I sensori combinati sono utili per i sistemi di allarme per ridurre la possibilità di falsi allarmi.

      Tuttavia, questa tecnologia ha anche i suoi svantaggi. Non può fornire lo stesso livello di sicurezza dei sensori PIR e microonde separati perché l'allarme viene attivato solo quando viene rilevato un movimento da entrambi i sensori.

      Quindi, ad esempio, se un ladro sa come sfuggire a uno dei sensori, il suo movimento verrà rilevato solo da un sensore, ma non da un altro sensore, in quel momento non verrà inviato alcun segnale al sistema di allarme e non sarà possibile. essere acceso. Il tipo più popolare di sensori a doppia tecnologia combina un sensore PIR e un sensore a microonde.

      Quindi, ad esempio, se un ladro sa come sfuggire a uno dei sensori, il suo movimento verrà rilevato solo da un sensore, ma non da un altro sensore, in quel momento non verrà inviato alcun segnale al sistema di allarme e non sarà possibile. essere acceso. Il tipo più popolare di sensori a doppia tecnologia combina un sensore PIR e un sensore a microonde.

      Tuttavia, questa tecnologia ha anche i suoi svantaggi. Non può fornire lo stesso livello di sicurezza dei sensori PIR e microonde separati perché l'allarme viene attivato solo quando viene rilevato un movimento da entrambi i sensori.

      Quindi, ad esempio, se un ladro sa come sfuggire a uno dei sensori, il suo movimento verrà rilevato solo da un sensore, ma non da un altro sensore, in quel momento non verrà inviato alcun segnale al sistema di allarme e non sarà possibile. essere acceso. Il tipo più popolare di sensori a doppia tecnologia combina un sensore PIR e un sensore a microonde.

      I sensori di movimento sono disponibili in diverse forme e dimensioni. Qui spieghiamo di seguito un paio di esempi

      Rivelatori a infrarossi passivi (PIR)

      Questi sono uno dei sensori ampiamente utilizzati al giorno d'oggi e possono essere trovati in molti sistemi di sicurezza domestica. I rilevatori di infrarossi passivi stanno cercando i cambiamenti del livello di energia a infrarossi causati dal movimento di oggetti (umani, animali domestici, ecc.).

      Rivelatori a infrarossi passivi (PIR)

      Il rilevatore di movimento PIR è molto facilmente ostruito dalla variabilità delle fonti di calore e della luce solare, quindi il rilevatore di movimento PIR è più adatto per il rilevamento del movimento interno all'interno dell'ambiente chiuso.

      Sensori a infrarossi attivi

      Progettato per emettere un segnale elettrico che si collega a un rilevatore di luce. Non appena il raggio viene interrotto, potrebbe suonare l'allarme del sensore di movimento.

      I rilevatori a infrarossi attivi utilizzano una trasmissione a doppio raggio come struttura, un lato di un trasmettitore per l'emissione di raggi infrarossi e l'altro lato con un ricevitore per ricevere l'IR, è adatto per il rilevamento di interruzioni punto a punto all'aperto.

      I sensori di movimento Active Infra Red Beam sono installati principalmente all'esterno, poiché adotta la teoria del trasmettitore e del ricevitore per il rilevamento. È importante che il raggio attraversi l'area di rilevamento e raggiunga il ricevitore.

      Rivelatore ad ultrasuoni

      Questi sensori di movimento sono disponibili sia attivi che passivi. In teoria, un rilevatore a ultrasuoni invia onde sonore ad alta frequenza che vengono riflesse al sensore. Se si verifica un'interruzione nelle onde sonore, il sensore ultrasonico attivo potrebbe attivare l'allarme.

      Mini rilevatore di movimento ad ultrasuoni

      Applicazioni dei sensori di movimento

      Alcune delle applicazioni chiave dei rilevatori di movimento includono:

      • Allarmi antintrusione
      • Biglietteria automatica Automatic
      • Illuminazione dell'ingresso
      • Illuminazione di sicurezza
      • Asciugamani
      • Porte automatiche
      • I sensori a ultrasuoni vengono utilizzati per attivare la telecamera di sicurezza a casa e per la fotografia naturalistica.
      • Sensori ad infrarossi attivi utilizzati Per segnalare la presenza di prodotti sui nastri trasportatori

      Di seguito sono riportate alcune delle applicazioni pratiche dei sensori di rilevamento di movimento attivi e passivi.

      Controllore di livello del liquido con sensori a ultrasuoni

      La figura seguente mostra come funziona il controller del livello del liquido che utilizza il sensore a ultrasuoni per controllare i livelli del liquido in un serbatoio azionando un motore rilevando i limiti predefiniti del liquido.

      Regolatore di livello del liquido che utilizza sensori a ultrasuoni di

      Quando il liquido nel serbatoio raggiunge i limiti inferiore e superiore, il sensore a ultrasuoni rileva questi limiti e invia i segnali al microcontrollore. Il Microcontrollore è programmato in modo tale da azionare un relè per il pilotaggio della motopompa in base ai segnali di condizione limite provenienti dal sensore ad ultrasuoni.

      Sistema di apertura automatica della porta tramite sensore PIR

      Simile al sistema di cui sopra, il sistema di apertura automatica della porta che utilizza il sensore PIR rileva la presenza di persone per eseguire operazioni sulla porta, ovvero aprire e chiudere la porta. Come abbiamo discusso sopra, un sensore PIR rileva la presenza di soli esseri umani e abilita i pin del microcontrollore quando viene rilevato un movimento. A seconda dei segnali del sensore PIR, il microcontrollore aziona la porta azionando il motore in modalità di rotazione avanti e indietro con l'aiuto di un driver IC.

      Sistema di apertura automatica della porta tramite sensore PIR

      Questa è una breve descrizione dei sensori di movimento e delle loro applicazioni con alcuni esempi pratici di rilevatori di movimento. Se hai ancora intenzione di saperne di più su questi sensori di movimento o su qualsiasi altro progetto basato su sensori, puoi pubblicare le tue domande commentando di seguito.