前言

除了靈敏度之外，角分辨率可以說是天文觀測中最重要的優(yōu)點(diǎn)。

理論上，角分辨率與望遠(yuǎn)鏡的大小成正比，但不幸的是，由于大氣湍流的限制，孔徑大小的增加并沒有直接導(dǎo)致更好的角分辨率。

盡管如此，人們?nèi)匀荒軌蛲ㄟ^使用更大更好的光學(xué)設(shè)備，觀察到更好的地點(diǎn)。

CCD是一個(gè)由硅制成的二維p/n結(jié)陣列，能夠顯示流行的“三相”CCD基本結(jié)構(gòu)，在這樣的CCD中，p型硅與n型硅之間形成了一個(gè)巨大的p/n結(jié)。

這個(gè)連接點(diǎn)被不導(dǎo)電的“通道停止點(diǎn)”分成單獨(dú)的像素，并由控制電極上的電壓來定義列，在任何CCD中，電荷是通過改變這些控制電壓而在表面進(jìn)行物理移動(dòng)的。

因?yàn)殡姾杀粠У捷敵龇糯笃魃希鳦CD本質(zhì)上非常安靜，這也導(dǎo)致CCD的正面部分被金屬電極遮擋。

由于這個(gè)原因，雖然ccd可以從兩邊照亮，但對(duì)于許多天文應(yīng)用來說，最好從后面照亮它們，這又被稱為“背面照明”。

不幸的是，由于藍(lán)色光子被遠(yuǎn)離耗盡區(qū)，藍(lán)色光子會(huì)導(dǎo)致對(duì)藍(lán)光的靈敏度差，為了提高藍(lán)色波長靈敏度，實(shí)驗(yàn)中可以減少背光ccd以縮短照片的路徑。

耗盡區(qū)顯示了普通正面和背面照明CCDs的光譜響應(yīng)，防反射涂層可以在一定程度上改變這些曲線的波長均勻性和覆蓋范圍。

在紫外光（λ < 300 nm）中，一個(gè)光子可以隨機(jī)產(chǎn)生多個(gè)載流子，但是必須用一個(gè)校正因子來估計(jì)該狀態(tài)下的量子效率。

雖然CCDs為光學(xué)天文學(xué)家提供了近乎完美的量子限制光子探測，但同樣的方法不能用于紅外線。

潛在的問題是硅的1.12 eV的帶隙，它設(shè)置了材料的紅色波長限制在大約1.1μm。

雖然人們可能會(huì)設(shè)想用InSb或HgCdTe等紅外敏感材料制造ccd，但這目前還不可能，因?yàn)檫@些材料的微電子技術(shù)還沒有得到很好的發(fā)展。

近紅外探測器的主要材料是HgCdTe（可變截止值取決于汞和Cd的相對(duì)濃度）和InSb（1-5μm），在HgCdTe和InSb中，短波長極限由檢測器材料生長時(shí)的基底決定。

一旦這個(gè)襯底被移除，無論是通過化學(xué)蝕刻還是機(jī)械加工，它們的響應(yīng)都會(huì)延伸到光學(xué)領(lǐng)域。

在中紅外中，砷摻雜硅是領(lǐng)先的技術(shù)，科學(xué)家們也已經(jīng)嘗試了其他幾種材料，但目前所有材料要么性能較低，要么面臨實(shí)現(xiàn)問題。

紅外陣列是一種混合器件，其中一個(gè)硅多路復(fù)用器，通常被稱為MUX，被粘接到一個(gè)光敏基板上。

之所以這樣做，是因?yàn)樵摷夹g(shù)還不夠成熟，無法在硅以外的材料上提供復(fù)雜的低噪聲，從而讀出電路。

為了傳輸信號(hào)，在每個(gè)像素和探測器輸出之間提供直接電連接的多路復(fù)用器比ccd更好，因?yàn)閏cd在紅外探測器所需要的低溫下表現(xiàn)出較差的性能，而光敏板可以通過一系列像素大小的銦凸起與MUX結(jié)合，在壓力下冷焊接。

在現(xiàn)代紅外陣列中，與ccd不同，電荷是在現(xiàn)場感知的，通常每像素使用一個(gè)源跟隨器。

雖然這允許相同的像素被無損地讀出多次，但每個(gè)讀取都受到ccd中各種噪聲機(jī)制的影響。

這三種探測器的技術(shù)現(xiàn)狀如表所示：

我們現(xiàn)在研究在天文常規(guī)觀測中使用的探測器的一些特殊要求以及實(shí)現(xiàn)它們的方法。

就觀察結(jié)果而言，像素的物理大小本身并不是一個(gè)因素。

只有每個(gè)像素對(duì)應(yīng)于天空的角度才重要，而量子效率可以通過改變望遠(yuǎn)鏡和照相機(jī)上的光學(xué)設(shè)備來調(diào)整。

然而，探測器的參數(shù)，如暗電流、讀出噪聲、串?dāng)_、2個(gè)動(dòng)態(tài)范圍和對(duì)宇宙射線的敏感度等都可以隨像素大小而變化，總的來說，性能隨著較小的像素而提高，原因如下：

動(dòng)態(tài)范圍隨著像素大小的減小而呈指數(shù)級(jí)減小；

ccd的讀出噪聲與像素大小無關(guān)；

暗電流隨著像素面積的增加而增加；

主要缺點(diǎn)是串?dāng)_隨著像素大小的減小呈指數(shù)增長，從望遠(yuǎn)鏡光學(xué)的角度來看，更小的像素也是更好的，因?yàn)橥h(yuǎn)鏡/相機(jī)組合的放大率降低了。

大型望遠(yuǎn)鏡通常會(huì)達(dá)到極限，它們的觀測時(shí)間可能很長，能夠持續(xù)數(shù)小時(shí)到幾天。

在實(shí)踐中，為了探測和消除宇宙射線的影響，觀測結(jié)果被分為更短的“元素暴露”，如果Φ為質(zhì)子通量，p為像素側(cè)維數(shù)，fcr為“命中像素”的允許分?jǐn)?shù)，則最大積分時(shí)間t由t≤fcr Φp2設(shè)置。

在深空中，例如在計(jì)劃為NGST設(shè)計(jì)的L2軌道上，宇宙通量約為1個(gè)質(zhì)子/（厘米2秒），對(duì)于大約20到30μm的像素大小和允許的命中像素的比例，元素曝光時(shí)間必須在1000秒左右。

但對(duì)于明亮的物體或深度曝光熱紅外，黃道帶前景遠(yuǎn)高于近紅外，元素曝光必須更短由于“全井”限制（即最大的電子數(shù)量可以存儲(chǔ)在每個(gè)像素）。

在ccd中，暗電流是在硅-二氧化硅界面以及器件的耗盡和體積區(qū)域熱產(chǎn)生的。

這些影響是強(qiáng)烈依賴溫度，暗電流，直流，表示電子每像素每秒，遵循一般方程直流=CT1.5e?Eg/2公里，T是絕對(duì)溫度，例如是帶隙能量，k是玻爾茲曼常數(shù)，C是一個(gè)常數(shù)。

下圖給出了CCDs中的暗電流作為工作溫度的函數(shù)的一個(gè)例子：

CCD暗電流基本上可以通過冷卻探測器來消除，通常可以冷卻到大約?70?C，而紅外探測器的暗電流也強(qiáng)烈地依賴于溫度。

InSb探測器必須冷卻到30 K左右，暗電流才可以忽略不計(jì)，截止頻率為2.5μm的HgCdTe探測器需要冷卻到70 K左右。

中紅外探測器甚至更靈敏，必須冷卻到大約8k左右。

當(dāng)在CCD像素上收集到的信號(hào)被傳輸、放大并轉(zhuǎn)換為一個(gè)數(shù)字值時(shí)，在該過程的每一步都會(huì)引入噪聲。

暗電流（每像素電子/秒）暗電流（每像素電子/秒）58 2，通過讀取每個(gè)像素中的信號(hào)而增加的儀器噪聲被稱為讀出噪聲。

當(dāng)短曝光時(shí)間和暗電流降低到可忽略的水平時(shí)，這種情況可能占主導(dǎo)地位，紅外探測器的讀出噪聲比暗電流噪聲在1000秒時(shí)很大。

但是我們可以利用這樣一個(gè)事實(shí)，即通過在集成過程中多次讀出陣列（“上行采樣”）或在每一幀的開始和結(jié)束（”福勒采樣”），可以無損地讀取紅外陣列。

這兩種方法如圖所示：

由于積分通量線兩端的定義點(diǎn)在線擬合過程中具有最大的杠桿作用，因此在線性擴(kuò)散采樣中，福勒采樣比白噪聲要好√2倍。

使用福勒采樣，讀出噪聲可以大大降低，并遵循期望的平方反比定律，多達(dá)大約30個(gè)樣本。

超過30個(gè)樣本，系統(tǒng)效應(yīng)變得顯著，另一方面，上升斜坡采樣的優(yōu)點(diǎn)是，它允許恢復(fù)受到宇宙射線或在整合過程中發(fā)生的其他瞬態(tài)現(xiàn)象影響的一些像素。

在地面望遠(yuǎn)鏡中，儀器通常被直接安裝在一個(gè)給定的焦點(diǎn)上，并被移除和替換，以適應(yīng)觀測計(jì)劃的需要。

然而，在某些情況下，最好使所有的儀器保持在適當(dāng)?shù)奈恢茫⑼ㄟ^旋轉(zhuǎn)折疊鏡重定向光束。

在紅外望遠(yuǎn)鏡中，鏡像通常被二向色鏡所取代，它將紅外波長反射到科學(xué)儀器上，并將可見光傳輸?shù)揭龑?dǎo)系統(tǒng)上。

在太空望遠(yuǎn)鏡的情況下，這樣的移動(dòng)鏡將是一個(gè)“單點(diǎn)失效”，讓所有的儀器共享這個(gè)領(lǐng)域是有利的，這就需要某種類型的中繼光學(xué)器件，以避免在焦平面上的擁塞。

這些中繼光學(xué)也可以用來改變焦比，以匹配平板比例與探測器像素大小，消除殘留像差，并創(chuàng)建真正的瞳孔，可以放置停止和過濾器。

一個(gè)方便的繼電器光學(xué)系統(tǒng)是“Offner繼電器”，一個(gè)最初為復(fù)印機(jī)設(shè)計(jì)的1對(duì)1繼電器，一個(gè)Offner系統(tǒng)制造得很簡單，并且沒有所有的三階像差。

它是由兩個(gè)球面鏡組成，一個(gè)凹面鏡組成的，而且曲率中心相同，凹面鏡的曲率半徑是凸面鏡的兩倍。

當(dāng)系統(tǒng)完全對(duì)稱，輸入光束瞳孔在無窮大時(shí)，這導(dǎo)致了球面像差和所有三階像差的抵消。

如果不是這樣，像差仍然可以保持在較低的水平，如果輸入光束瞳孔相對(duì)靠近，Offner在其次鏡附近創(chuàng)建第二個(gè)瞳孔。

用定位濾波器、冷擋板或雜散光控制的話，通過稍微改變主鏡的曲率半徑，可以修正入射光束的場曲率。

最后，通過驅(qū)動(dòng)Offner組合的副鏡，可以實(shí)現(xiàn)下游儀器的單獨(dú)聚焦。

如前所述，固態(tài)光電探測器必須被冷卻，以減少暗電流，此外，對(duì)于紅外工作，整個(gè)望遠(yuǎn)鏡和儀器應(yīng)該冷卻以減少熱發(fā)射。

然而，這只能在太空中實(shí)現(xiàn)，在地面上，任何冷卻到低于環(huán)境溫度的表面都可能會(huì)形成霜凍，除非它被放置在真空中，因?yàn)檫@顯然對(duì)主光學(xué)是不可能的，只有探測器和它附近的光學(xué)可以冷卻。

設(shè)備最好的冷卻方式是將它放在低溫恒溫器中，低溫恒溫器是一個(gè)充滿冷凍器的消耗武器，杜瓦基本上是一個(gè)保溫瓶，這是一個(gè)帶有真空夾套的容器，以減少周圍空氣造成的熱負(fù)荷。

越來越多的紅外儀器現(xiàn)在使用閉式循環(huán)冷卻器，而不是或與液體冷卻劑一起使用。

閉式循環(huán)冷卻器不像傳統(tǒng)的低溫恒溫器那樣需要常規(guī)補(bǔ)充，它們特別適合于偏遠(yuǎn)地區(qū)，那里的低溫液體的輸送可能有問題，惡劣的天氣偶爾會(huì)切斷供應(yīng)。

閉路循環(huán)冷卻器利用幾種熱力學(xué)循環(huán)中的一個(gè)（斯特林、吉福德麥克馬洪、焦耳-湯姆森等），執(zhí)行冰箱循環(huán)，其中在“冷頭”中移動(dòng)的“活塞”引起膨脹，減去低溫恒溫器的熱量。

閉式循環(huán)冷卻器的主要問題是由其運(yùn)動(dòng)部件引起的振動(dòng)。

然而，如果有了適當(dāng)?shù)母綦x，振動(dòng)可以降低到一個(gè)可以忽略不計(jì)的水平，而且一般來說，振動(dòng)對(duì)儀器或望遠(yuǎn)鏡都沒有問題。

參考文獻(xiàn)：

【1】阿米科，P.和白腹花，J.W.，天文學(xué)光學(xué)探測器二世，克魯沃學(xué)術(shù)出版社，2000.

【2】艾克勒斯，M.J.，西姆，E.M.，和特里頓，K.P.，天文低光級(jí)探測器，劍橋大學(xué)，出版社，1983年。哈德遜，醫(yī)學(xué)博士，紅外工程學(xué)院，約翰·威利父子公司，1969年.

【3】《科學(xué)電荷耦合器件》，SPIE出版社，2001.

【4】《天文學(xué)電荷耦合器件》，安年，發(fā)動(dòng)機(jī)的旋轉(zhuǎn)阿斯特龍，天文，1986.

麥克萊恩，《天文電子成像：探測器與儀器》，《約翰威利父子公司》，1997.

【5】《光的探測：從紫外線到亞毫米》，維斯諾夫基K，劍橋大學(xué)，出版社，1994.

【6】羅德里格斯-埃斯皮諾薩，J.M.，埃雷羅，桑切斯，F(xiàn).，大型望遠(yuǎn)鏡儀器，劍橋大學(xué)。出版社，1997年.