文|树洞档案

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前言

除了灵敏度之外，角分辨率可以说是天文观测中最重要的优点。

理论上，角分辨率与望远镜的大小成正比，但不幸的是，由于大气湍流的限制，孔径大小的增加并没有直接导致更好的角分辨率。

尽管如此，人们仍然能够通过使用更大更好的光学设备，观察到更好的地点。

CCD探测器

CCD是一个由硅制成的二维p/n结阵列，能够显示流行的“三相”CCD基本结构，在这样的CCD中，p型硅与n型硅之间形成了一个巨大的p/n结。

这个连接点被不导电的“通道停止点”分成单独的像素，并由控制电极上的电压来定义列，在任何CCD中，电荷是通过改变这些控制电压而在表面进行物理移动的。

因为电荷被带到输出放大器上，而CCD本质上非常安静，这也导致CCD的正面部分被金属电极遮挡。

由于这个原因，虽然ccd可以从两边照亮，但对于许多天文应用来说，最好从后面照亮它们，这又被称为“背面照明”。

不幸的是，由于蓝色光子被远离耗尽区，蓝色光子会导致对蓝光的灵敏度差，为了提高蓝色波长灵敏度，实验中可以减少背光ccd以缩短照片的路径。

耗尽区显示了普通正面和背面照明CCDs的光谱响应，防反射涂层可以在一定程度上改变这些曲线的波长均匀性和覆盖范围。

在紫外光（λ < 300 nm）中，一个光子可以随机产生多个载流子，但是必须用一个校正因子来估计该状态下的量子效率。

红外阵列探测器

虽然CCDs为光学天文学家提供了近乎完美的量子限制光子探测，但同样的方法不能用于红外线。

潜在的问题是硅的1.12 eV的带隙，它设置了材料的红色波长限制在大约1.1µm。

虽然人们可能会设想用InSb或HgCdTe等红外敏感材料制造ccd，但这目前还不可能，因为这些材料的微电子技术还没有得到很好的发展。

近红外探测器的主要材料是HgCdTe（可变截止值取决于汞和Cd的相对浓度）和InSb（1-5µm），在HgCdTe和InSb中，短波长极限由检测器材料生长时的基底决定。

一旦这个衬底被移除，无论是通过化学蚀刻还是机械加工，它们的响应都会延伸到光学领域。

在中红外中，砷掺杂硅是领先的技术，科学家们也已经尝试了其他几种材料，但目前所有材料要么性能较低，要么面临实现问题。

红外阵列是一种混合器件，其中一个硅多路复用器，通常被称为MUX，被粘接到一个光敏基板上。

之所以这样做，是因为该技术还不够成熟，无法在硅以外的材料上提供复杂的低噪声，从而读出电路。

为了传输信号，在每个像素和探测器输出之间提供直接电连接的多路复用器比ccd更好，因为ccd在红外探测器所需要的低温下表现出较差的性能，而光敏板可以通过一系列像素大小的铟凸起与MUX结合，在压力下冷焊接。

在现代红外阵列中，与ccd不同，电荷是在现场感知的，通常每像素使用一个源跟随器。

虽然这允许相同的像素被无损地读出多次，但每个读取都受到ccd中各种噪声机制的影响。

这三种探测器的技术现状如表所示：

特定的探测器特性

我们现在研究在天文常规观测中使用的探测器的一些特殊要求以及实现它们的方法。

就观察结果而言，像素的物理大小本身并不是一个因素。

只有每个像素对应于天空的角度才重要，而量子效率可以通过改变望远镜和照相机上的光学设备来调整。

然而，探测器的参数，如暗电流、读出噪声、串扰、2个动态范围和对宇宙射线的敏感度等都可以随像素大小而变化，总的来说，性能随着较小的像素而提高，原因如下：

动态范围随着像素大小的减小而呈指数级减小；

ccd的读出噪声与像素大小无关；

暗电流随着像素面积的增加而增加；

主要缺点是串扰随着像素大小的减小呈指数增长，从望远镜光学的角度来看，更小的像素也是更好的，因为望远镜/相机组合的放大率降低了。

大型望远镜通常会达到极限，它们的观测时间可能很长，能够持续数小时到几天。

在实践中，为了探测和消除宇宙射线的影响，观测结果被分为更短的“元素暴露”，如果Φ为质子通量，p为像素侧维数，fcr为“命中像素”的允许分数，则最大积分时间t由t≤fcr Φp2设置。

在深空中，例如在计划为NGST设计的L2轨道上，宇宙通量约为1个质子/（厘米2秒），对于大约20到30µm的像素大小和允许的命中像素的比例，元素曝光时间必须在1000秒左右。

但对于明亮的物体或深度曝光热红外，黄道带前景远高于近红外，元素曝光必须更短由于“全井”限制（即最大的电子数量可以存储在每个像素）。

在ccd中，暗电流是在硅-二氧化硅界面以及器件的耗尽和体积区域热产生的。

这些影响是强烈依赖温度，暗电流，直流，表示电子每像素每秒，遵循一般方程直流=CT1.5e−Eg/2公里，T是绝对温度，例如是带隙能量，k是玻尔兹曼常数，C是一个常数。

下图给出了CCDs中的暗电流作为工作温度的函数的一个例子：

CCD暗电流基本上可以通过冷却探测器来消除，通常可以冷却到大约−70◦C，而红外探测器的暗电流也强烈地依赖于温度。

InSb探测器必须冷却到30 K左右，暗电流才可以忽略不计，截止频率为2.5µm的HgCdTe探测器需要冷却到70 K左右。

中红外探测器甚至更灵敏，必须冷却到大约8k左右。

当在CCD像素上收集到的信号被传输、放大并转换为一个数字值时，在该过程的每一步都会引入噪声。

暗电流（每像素电子/秒）暗电流（每像素电子/秒）58 2，通过读取每个像素中的信号而增加的仪器噪声被称为读出噪声。

当短曝光时间和暗电流降低到可忽略的水平时，这种情况可能占主导地位，红外探测器的读出噪声比暗电流噪声在1000秒时很大。

但是我们可以利用这样一个事实，即通过在集成过程中多次读出阵列（“上行采样”）或在每一帧的开始和结束（”福勒采样”），可以无损地读取红外阵列。

这两种方法如图所示：

由于积分通量线两端的定义点在线拟合过程中具有最大的杠杆作用，因此在线性扩散采样中，福勒采样比白噪声要好√2倍。

使用福勒采样，读出噪声可以大大降低，并遵循期望的平方反比定律，多达大约30个样本。

超过30个样本，系统效应变得显著，另一方面，上升斜坡采样的优点是，它允许恢复受到宇宙射线或在整合过程中发生的其他瞬态现象影响的一些像素。

替续光学系统

在地面望远镜中，仪器通常被直接安装在一个给定的焦点上，并被移除和替换，以适应观测计划的需要。

然而，在某些情况下，最好使所有的仪器保持在适当的位置，并通过旋转折叠镜重定向光束。

在红外望远镜中，镜像通常被二向色镜所取代，它将红外波长反射到科学仪器上，并将可见光传输到引导系统上。

在太空望远镜的情况下，这样的移动镜将是一个“单点失效”，让所有的仪器共享这个领域是有利的，这就需要某种类型的中继光学器件，以避免在焦平面上的拥塞。

这些中继光学也可以用来改变焦比，以匹配平板比例与探测器像素大小，消除残留像差，并创建真正的瞳孔，可以放置停止和过滤器。

一个方便的继电器光学系统是“Offner继电器”，一个最初为复印机设计的1对1继电器，一个Offner系统制造得很简单，并且没有所有的三阶像差。

它是由两个球面镜组成，一个凹面镜组成的，而且曲率中心相同，凹面镜的曲率半径是凸面镜的两倍。

当系统完全对称，输入光束瞳孔在无穷大时，这导致了球面像差和所有三阶像差的抵消。

如果不是这样，像差仍然可以保持在较低的水平，如果输入光束瞳孔相对靠近，Offner在其次镜附近创建第二个瞳孔。

用定位滤波器、冷挡板或杂散光控制的话，通过稍微改变主镜的曲率半径，可以修正入射光束的场曲率。

最后，通过驱动Offner组合的副镜，可以实现下游仪器的单独聚焦。

低温系统

如前所述，固态光电探测器必须被冷却，以减少暗电流，此外，对于红外工作，整个望远镜和仪器应该冷却以减少热发射。

然而，这只能在太空中实现，在地面上，任何冷却到低于环境温度的表面都可能会形成霜冻，除非它被放置在真空中，因为这显然对主光学是不可能的，只有探测器和它附近的光学可以冷却。

设备最好的冷却方式是将它放在低温恒温器中，低温恒温器是一个充满冷冻器的消耗武器，杜瓦基本上是一个保温瓶，这是一个带有真空夹套的容器，以减少周围空气造成的热负荷。

总结

越来越多的红外仪器现在使用闭式循环冷却器，而不是或与液体冷却剂一起使用。

闭式循环冷却器不像传统的低温恒温器那样需要常规补充，它们特别适合于偏远地区，那里的低温液体的输送可能有问题，恶劣的天气偶尔会切断供应。

闭路循环冷却器利用几种热力学循环中的一个（斯特林、吉福德麦克马洪、焦耳-汤姆森等），执行冰箱循环，其中在“冷头”中移动的“活塞”引起膨胀，减去低温恒温器的热量。

闭式循环冷却器的主要问题是由其运动部件引起的振动。

然而，如果有了适当的隔离，振动可以降低到一个可以忽略不计的水平，而且一般来说，振动对仪器或望远镜都没有问题。

参考文献：

【1】阿米科，P.和白腹花，J.W.，天文学光学探测器二世，克鲁沃学术出版社，2000.

【2】艾克勒斯，M.J.，西姆，E.M.，和特里顿，K.P.，天文低光级探测器，剑桥大学，出版社，1983年。哈德逊，医学博士，红外工程学院，约翰·威利父子公司，1969年.

【3】《科学电荷耦合器件》，SPIE出版社，2001.

【4】《天文学电荷耦合器件》，安年，发动机的旋转阿斯特龙，天文，1986.

麦克莱恩，《天文电子成像：探测器与仪器》，《约翰威利父子公司》，1997.

【5】《光的探测：从紫外线到亚毫米》，维斯诺夫基K，剑桥大学，出版社，1994.

【6】罗德里格斯-埃斯皮诺萨，J.M.，埃雷罗，桑切斯，F.，大型望远镜仪器，剑桥大学。出版社，1997年.