Astronomía

Cámara CCD misteriosa

Cámara CCD misteriosa


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Lo que sé: esta es una cámara CCD de la marca Meade. Creo que es relativamente antiguo (¿2004?). No tiene un número de modelo, y las únicas imágenes que puedo encontrar en Internet lo llaman "cámara USB para PC", lo que no ayuda.

Estoy buscando averiguar qué se comercializó esta cámara en los EE. UU., Con qué software vino y si de alguna manera se puede operar con Windows 10.

Árbol de dispositivos USB


(esta es una respuesta incompleta: no proporciona una solución al problema, pero puede resultar en una solución)


Gracias al ID de proveedor de USB pudimos encontrar al fabricante, pero desafortunadamente eso no condujo a ningún controlador.

Al navegar por el sitio de Meade desde 2004/5 a través de Archive.org, encontré una página de descargas antigua y allí hay un software que Archive.org ha guardado y aún se puede descargar.

Probé un par de cosas. Hay un controlador para XP para algo llamado "Captureview". Miré los archivos .inf en el paquete del controlador y, desafortunadamente, el proveedor de USB y los ID de producto en esos archivos sí lo hacen. no coincidir con los de su cámara.

Hay algo más que menciona cámaras, llamado Pictorview XT. Lo descargué pero no contiene controladores. Menciona conexiones en serie y SCSI, por lo que puede que tampoco sea el software adecuado para su cámara.

Podría valer la pena navegar y ver si encuentra algo que funcione. Si encuentra algo, probablemente tendrá que configurar una máquina virtual con una versión anterior de Windows para que se ejecuten los controladores.


Esta cosa es una especie de enigma.

CREO, pero no puedo decirlo con certeza, esto fue diseñado específicamente para ser incluido con los visores de la serie DS2000 en una edición disponible en Costco o Sam's Club. Sé que algunos estuvieron disponibles en eBay por un tiempo, pero no sé quién los estaba vendiendo.

Estoy bastante seguro de que tampoco es un CCD, sino un CMOS (no estoy 100% seguro de eso).

Es esencialmente una cámara web genérica. Windows 10 debería poder manejarlo como tal.

De hecho, estaba jugando con el mío anoche tratando de obtener una captura decente en Júpiter y Saturno, pero el campo de visión era demasiado pequeño para capturarlos a ambos (no estoy seguro del tamaño del campo de visión y no puedo encontrar las especificaciones del chip, pero es probablemente un sensor de 1/3 "y capaz de hasta 1280x720 más o menos (técnicamente HD). Ejecuto el mío en una computadora portátil Windows 10 pro de 64 bits. SharpCap puede manejarlo, y casi cualquier software de grabación de video también. debería usar un controlador WDM predeterminado. Mi administrador de dispositivos dice que está usando capt931a.sys y ksthunk.sys. No recuerdo haber tenido que buscarlos, creo que Windows los encontró.

Hace algún tiempo, vi algo sobre la edición de una entrada de registro para hacerla visible para Autostar Envisage, el software que se hizo originalmente para las cámaras DSI y LPI. Pero, de nuevo, debería ser accesible para cualquier software de cámara web genérico (AMCAP puede verlo) y SharpCap, que probablemente sea la mejor opción.

Por lo que es, no es una cámara horrible… pero tampoco es particularmente buena.


Con más de una década de experiencia en el diseño y fabricación de cámaras para su uso en las esferas de la astrofotografía y la imagen científica, las cámaras Atik son orgullosas expertas en soluciones de imágenes.

Con la ayuda de una filosofía de diseño flexible que permite adaptaciones & # 8211 e incluso construcciones a medida & # 8211 de cámaras para satisfacer mejor sus necesidades, combinado con el compromiso de proporcionar el mejor valor a todos nuestros consumidores, han asegurado que Atik siga siendo un líder en estas dos áreas complementarias pero distintas.


El nuevo y mejorado SBIG ALUMA CCD814 de 9.1 megapíxeles es un CCD de 16 bits al rojo vivo que se ajusta al rendimiento.
SBIG ALUMA CCD814 Ver la cámara ¡OFERTA DE TIEMPO LIMITADO! REG $ 4,299.00 AHORA $ 3,799.00 USD Para aquellos que desean un sensor Teledyne e2v de banda media de última generación, ¡ahora es el momento! La nueva y mejorada SBIG ALUMA CCD47-10 es * la * cámara para telescopios de larga distancia focal.
SBIG ALUMA CCD47-10 Ver la cámara ¡OFERTA DE TIEMPO LIMITADO! AHORA $ 9,999.00 USD REG $ 13,499.00 Nuestros sistemas de cámaras de vanguardia y con poca luz son el estándar de la industria entre los astrónomos, físicos y científicos de la vida más reconocidos del mundo. Bienvenido a difracción Explorar


CCD versus CMOS: ¿cuál es mejor?

El dispositivo de carga acoplada (conocido como CCD) ha dominado la astronomía y la electrónica de consumo durante casi 50 años. Mientras tanto, el sensor de píxel activo de semiconductor de óxido de metal complementario (CMOS APS, también conocido como CMOS) está ganando terreno rápidamente, evolucionando hasta el punto en que está comenzando a reemplazar al CCD en prácticamente todas las aplicaciones menos las más especializadas.

Con la tecnología cambiando a un ritmo rápido, ¿cómo saber qué sensor es mejor para sus necesidades?

Esta guía proporciona una introducción a los sensores CCD y CMOS, que incluyen:

  • Una breve mirada histórica a la evolución de cada sensor
  • Una descripción general de cómo funciona cada sensor, incluida la lectura
  • Comparación lado a lado de las ventajas clave y la funcionalidad de los sensores CCD frente a los sensores CMOS

Descargue su guía gratuita hoy.

El dispositivo de carga acoplada (conocido como CCD) ha dominado la astronomía y la electrónica de consumo durante casi 50 años. Mientras tanto, el sensor de píxel activo de semiconductor de óxido de metal complementario (CMOS APS, también conocido como CMOS) está ganando terreno rápidamente, evolucionando hasta el punto en que está comenzando a reemplazar al CCD en prácticamente todas las aplicaciones menos las más especializadas.

Con la tecnología cambiando a un ritmo rápido, ¿cómo saber qué sensor es mejor para sus necesidades?

Esta guía proporciona una introducción a los sensores CCD y CMOS, que incluyen:

  • Una breve mirada histórica a la evolución de cada sensor
  • Una descripción general de cómo funciona cada sensor, incluida la lectura
  • Comparación lado a lado de las ventajas clave y la funcionalidad de los sensores CCD frente a los sensores CMOS

Descargue su guía gratuita hoy.

Comuníquese con un representante de ventas

Oficina central

  • Habla a: 59 Grenfell Crescent, Unit B Ottawa, ON K2G 0G3, Canadá
  • Teléfono: +1-613-225-2732
  • Horas: 10:00 a 17:00 (UTC-4)

Sea & # 8217s social

Resumen de privacidad

Las cookies necesarias son absolutamente esenciales para que el sitio web funcione correctamente. Estas cookies garantizan funcionalidades básicas y características de seguridad del sitio web, de forma anónima.

GalletaDuraciónDescripción
cookielawinfo-checkbox-analytics11 mesesEsta cookie está configurada por el complemento de consentimiento de cookies de GDPR. La cookie se utiliza para almacenar el consentimiento del usuario para las cookies en la categoría "Análisis".
cookielawinfo-checkbox-funcional11 mesesLa cookie está configurada por el consentimiento de cookies de GDPR para registrar el consentimiento del usuario para las cookies en la categoría "Funcional".
cookielawinfo-checkbox-required11 mesesEsta cookie está configurada por el complemento de consentimiento de cookies de GDPR. Las cookies se utilizan para almacenar el consentimiento del usuario para las cookies en la categoría "Necesarias".
cookielawinfo-checkbox-otros11 mesesEsta cookie está configurada por el complemento de consentimiento de cookies de GDPR. La cookie se utiliza para almacenar el consentimiento del usuario para las cookies en la categoría "Otro".
cookielawinfo-checkbox-performance11 mesesEsta cookie está configurada por el complemento de consentimiento de cookies de GDPR. La cookie se utiliza para almacenar el consentimiento del usuario para las cookies en la categoría "Rendimiento".
view_cookie_policy11 mesesLa cookie está configurada por el complemento de consentimiento de cookies de GDPR y se utiliza para almacenar si el usuario ha dado su consentimiento o no para el uso de cookies. No almacena ningún dato personal.

Las cookies funcionales ayudan a realizar ciertas funcionalidades, como compartir el contenido del sitio web en plataformas de redes sociales, recopilar comentarios y otras características de terceros.

Las cookies de rendimiento se utilizan para comprender y analizar los índices de rendimiento clave del sitio web, lo que ayuda a brindar una mejor experiencia de usuario a los visitantes.

Las cookies analíticas se utilizan para comprender cómo los visitantes interactúan con el sitio web. Estas cookies ayudan a proporcionar información sobre métricas, el número de visitantes, la tasa de rebote, la fuente de tráfico, etc.

Las cookies publicitarias se utilizan para proporcionar a los visitantes anuncios y campañas de marketing relevantes. Estas cookies rastrean a los visitantes en los sitios web y recopilan información para proporcionar anuncios personalizados.

Otras cookies sin clasificar son las que se están analizando y aún no se han clasificado en una categoría.


CCD y fotográfico

Una cámara CCD es esencialmente una versión electrónica de una cámara de 35 mm para astrofotografía que guarda las imágenes en su computadora, en lugar de en un rollo de película. Una cámara CCD puede tomar instantáneas de la Luna y planetas y fotografías de larga exposición de nebulosas, galaxias y cúmulos de estrellas del cielo profundo. Debido a que la cámara CCD tiene que almacenar la luz tenue de los objetos del espacio profundo antes de poder mostrar una imagen, tal como lo hace una cámara de película de 35 mm, un CCD no puede brindarle imágenes instantáneas o en tiempo real de los objetos del espacio profundo.

Debido a que una cámara CCD es más sensible que la película de 35 mm o su ojo, puede almacenar más información durante una exposición. El software suministrado con la cámara, o disponible por separado, le permite manipular la imagen más tarde para resaltar detalles que se desvanecerían o serían invisibles en un negativo de 35 mm o mientras se observa visualmente. Sorprendentemente, las cámaras CCD no se ven afectadas por la contaminación lumínica de la ciudad, lo que permite fotografiar el cielo profundo incluso desde lugares muy contaminados por la luz.

Las cámaras CCD suelen variar en precio según el tamaño de la imagen, y las cámaras grandes cuestan varios miles de dólares. Sin embargo, incluso en su tamaño más grande, su imagen cubre menos del cielo que una cámara de película de 35 mm con el mismo alcance. Los CCD son mejores para grabar objetos pequeños y muy tenues en lugar de objetos grandes y brillantes, aunque se pueden grabar imágenes excelentes de objetos grandes tomando varias imágenes superpuestas y combinándolas en la computadora.

Se ha dicho que las cámaras CCD en telescopios de tamaño aficionado pueden grabar objetos más débiles que el alcance de 200 "en Mt. Palomar podía grabar hace sólo 10 o 15 años con cámaras de película convencionales. Según algunas medidas, se puede decir que las cámaras CCD tienen un velocidad de película efectiva (clasificación ASA o ISO) de 20.000, lo que los hace ideales para grabar objetos muy tenues.

Algunas cámaras CCD pueden actuar como autoguiadoras para eliminar el tedio de guiar fotografías de 35 mm de larga exposición. Algunas cámaras CCD tienen su propio autoguiado integrado para grabar imágenes automáticamente y otras, sin supervisión, vienen con guías independientes o las tienen disponibles como opción.


Especificaciones y características de la cámara CCD

Hoy en día, las cámaras de imágenes digitales CCD / CMOS generalmente vienen en dos tipos principales: Mono B & ampW o color de una toma. El tipo de cámara mono produce imágenes solo en escala de grises, por lo que para producir imágenes en color necesitará un conjunto de filtros RGB. Las cámaras a color de una toma pueden, como su nombre lo indica, producir imágenes en color directamente.

Los lectores de imágenes en color son sin duda más fáciles de usar si lo que buscas son las fotografías en color. Sin embargo, debido a la forma en que funcionan las cámaras de color de una sola toma, las mejores imágenes aún provienen de cámaras monocromáticas que emplean filtros de color. Para ser sincero, este es un problema del que solo los astrofotógrafos más exigentes deben preocuparse y, en estos días, hay una diferencia mucho menor en la calidad de la imagen.

Otra consideración con las cámaras CCD y CMOS es el tamaño del sensor y el tamaño de píxel del sensor. Su elección dependerá de lo que desee fotografiar. Para nebulosas, galaxias, paisajes nocturnos, etc., necesitará un sensor grande que proporcione un gran campo de visión. Para la fotografía lunar o planetaria, querrá un sensor más pequeño que brinde un campo de visión más pequeño.

Las cámaras modernas pueden funcionar en dos modos: tomando imágenes de un solo cuadro o secuencias de video de alta velocidad. El primero se emplea generalmente para obtener imágenes de nebulosas y galaxias, mientras que el segundo se usa para obtener imágenes de la luna y los planetas.

Casi todas las cámaras que puede comprar hoy funcionan a través de una interfaz USB3 de alta velocidad. En general, todos vendrán con su propio software operativo, sin embargo, hay muchos paquetes de terceros disponibles, y muchos de ellos serán mejores que el software proporcionado por el fabricante.

Comencemos con nuestro resumen de las mejores cámaras CCD para astrofotografía. Hemos incluido una gama de diferentes cámaras astronómicas orientadas a diferentes tareas, desde imágenes lunares, solares y planetarias hasta fotografías de cielo profundo de larga exposición. Independientemente de lo que desee hacer, existe una cámara asequible que, sin duda, cumplirá o superará sus expectativas.

Las mejores cámaras CCD para astrofotografía

1. Cámara ZWO Optical ASI120MC Color CMOS

Una cámara ideal de bajo costo para probar suerte con la astrofotografía

Sensor: CMOS de 1/3 y Prime AR0130CS (color) (1280 x 960) | Tamaño de píxel: 3,75 micrones | Tasas de captura de video: 60 fps a 1280x960. 133 fps a 640x480 | Capturar formatos de archivo: JPEG, TIFF, FIT, AVI, SER en profundidad de 8 o 12 bits | Conectividad: USB3


Cámara guía Starlight Xpress Lodestar X2

La Starlight Xpress Lodestar X2 es una cámara de autoguiado compacta, que se puede alimentar y operar con un solo cable USB 2.0. La cámara guía SX Lodestar X2 utiliza un sensor CCD interlineado Sony Exview con un tamaño de píxel de 8,2 uM x 8,4 uM.

Noté que los propietarios del Lodestar X2 mencionan que es una excelente opción para configuraciones OAG (guía fuera del eje), ya que el sensor CCD monocromático súper sensible es capaz de encontrar y guiar estrellas débiles extraídas del prisma de selección.

El autoguiado original de Lodestar se considera una de las mejores cámaras de guía del mercado. La Lodestar X2 de 0.4 MP es la última encarnación de esta legendaria cámara de astrofotografía, con una serie de mejoras con respecto a la original.

Chuck Ayoub compartió su video de unboxing de la cámara guía Starlight Xpress Lodestar X2 en su canal de YouTube en 2016. Esto debería darle una mejor idea de las dimensiones de la cámara y las conexiones en la parte posterior de la cámara.


Adaptación de una cámara CCD a un telescopio

Dada la audiencia, asumiré que la mayoría de los lectores están familiarizados con los conceptos básicos de un telescopio, los diferentes tipos de configuraciones (reflectores, refractores, gatos, etc.) y se concentrarán en los aspectos pertinentes a la obtención de imágenes con una cámara CCD. Comenzamos aquí con una discusión básica de la física de la imagen.

Cada tipo de sistema óptico astronómico tiene el propósito principal de recolectar luz en un área más grande y concentrarla en un área más pequeña. En el proceso, las posiciones relativas de las fuentes de luz en el campo se reproducen fielmente. Así se forma una imagen. Cuando una de estas fuentes de luz es una fuente puntual, como una estrella, su imagen en el punto de enfoque consiste en una región central brillante, rodeada por una serie de anillos de difracción cada vez más tenues. La región central se llama Airy Disk, que lleva el nombre de su descubridor, George Airy.

Lo que son el disco de Airy y los anillos de difracción es la transformada de Fourier de la apertura circular del telescopio convolucionada con la fuente de luz puntual entrante. Las aberturas de formas diferentes producen discos y anillos Airy de formas diferentes. Los conocidos picos de difracción que se ven en las imágenes tomadas con un telescopio newtoniano son un ejemplo. En este caso, las paletas de la araña secundaria provocan los picos de difracción. Cualquier objeto colocado en la trayectoria óptica tendrá sus propios efectos. Si tiene curiosidad alguna noche (cuando la visión o la transparencia es pésima, o la luna está alta) intente hacer una máscara de apertura para su telescopio con diferentes formas cortadas y vea cómo afecta los discos de Airy y los anillos de difracción de sus estrellas.

En un telescopio sin obstrucciones con óptica perfecta, el disco de Airy contiene el 84% de la luz de la estrella, el 16% restante se distribuye sobre los anillos de difracción. Dado que la mayor parte de la luz está contenida en el disco Airy, esta es la imagen de la estrella que queremos grabar con precisión con nuestra cámara CCD. De este disco, la mitad de la luz está confinada al pequeño núcleo central, dentro de una región llamada Full Width Half Maximum o FWHM. La razón por la que la imagen de una estrella es importante aquí es que cada objeto que imaginamos está formado por un número infinito de puntos, todos superpuestos en el plano focal. Una imagen de estrella representa la unidad más pequeña de detalle significativo que podemos registrar. El FWHM es la parte de la imagen estelar que contiene más luz.

La primera pregunta que me viene a la mente es: ¿qué tamaño tiene el FWHM?
La forma corta de esa respuesta es:

FWHM = 1.02 * (longitud de onda) * (Relación focal)

(Para aquellos que deseen una descripción más completa de las matemáticas, los remitiría al capítulo 1 de El manual de procesamiento de imágenes astronómicas por Berry y Burnell).

La ecuación para el FWHM es bastante interesante en sí misma, como puede ver, depende solo de dos cosas, la longitud de onda de la luz entrante y la relación focal del sistema.

Veamos un ejemplo. Supongamos que estamos imaginando una estrella usando un filtro de hidrógeno-alfa usando un telescopio f / 10. Nuestro FWHM sería:

(656nm es la longitud de onda de la línea dominante de H-alfa).
Esto, por supuesto, supone una visión perfecta, más sobre eso más adelante.

Ahora tomemos una foto de nuestra estrella con una cámara CCD. Con la cámara CCD, lo que estamos intentando hacer es muestrear el plano focal utilizando un dispositivo que registra la imagen como en una matriz bidimensional de puntos diminutos. Cada punto, o píxel, contiene una medida de toda la luz que incide sobre él. Para poder visualizar posteriormente esta imagen la convertiremos en una serie de píxeles que mostraremos en la pantalla del ordenador o imprimiremos en una impresora. La idea aquí es que queremos reproducir la imagen tal como se registró en el plano focal. El problema es determinar cuántos píxeles necesitamos para representar con precisión la imagen original.

A nuestro rescate viene Harry Nyquist. En 1933, Nyquist determinó que para extraer toda la información contenida en una señal, se debe muestrear al doble de la frecuencia más alta que contiene. Es por esta razón que su reproductor de CD muestrea música a 44 kHz para que pueda escuchar (si es lo suficientemente joven) música con contenido de frecuencia de hasta 22 kHz. Esta misma teoría de muestreo unidimensional también se aplica directamente en nuestras imágenes bidimensionales. Dado que una imagen de estrella representa el detalle más pequeño que tenemos presente, el teorema de Nyquist nos dice que tenemos que muestrearlo dos veces en cada dimensión (2 píxeles de ancho x 2 píxeles hacia arriba y hacia abajo).

Entonces, todo esto se reduce a que necesita que los píxeles de su cámara CCD sean la mitad del FWHM producido por su telescopio. Pero eso no tiene en cuenta el ver. Ver, como todos sabemos, se debe a la turbulencia atmosférica y está en gran parte fuera de nuestro control. En la noche promedio, tiende a asentarse a medida que la tierra se enfría y se equilibra con el aire. Pero gran parte de la observación es bastante constante y se debe a la geografía y los patrones climáticos. Aquí en el área de Nueva York, el viento generalmente proviene del oeste. Al pasar por las montañas Pocono en PA, las crestas desvían el aire hacia arriba y se vuelve turbulento. Esto da como resultado una gran cantidad de turbulencia a gran altitud que prácticamente limita nuestra mejor visión local y hace que los discos Airy de nuestras imágenes estelares sean mucho más grandes de lo que nuestra óptica es capaz de producir si fueran verdaderas fuentes puntuales. La visión generalmente se especifica en segundos de arco, y se refiere al tamaño en el que la atmósfera turbulenta difumina el FWHM de la imagen puntual de una estrella. Dado que las estrellas ya no son fuentes puntuales, no podemos esperar que los telescopios las traten como tales. Por lo tanto, terminamos con un FWHM más grande en el plano de la imagen.

Así que apliquemos todo esto a nuestro ejemplo. Primero, debemos averiguar qué tan pequeños deben ser realmente los píxeles de nuestra cámara CCD cuando se tiene en cuenta la visión. Podemos determinar el tamaño lineal del FWHM de la imagen de la estrella en el plano focal con esta fórmula con la fórmula:

Tamaño de la estrella = (Tamaño angular de la estrella * Longitud focal) / 206265

donde el tamaño angular de la estrella está en segundos de arco y la distancia focal está en mm.

Usando el ejemplo del telescopio f / 10 usado anteriormente, supongamos que el telescopio es un C8,
Con una distancia focal de 2000 mm. Si asumimos que nuestra visión es de 2,5 segundos de arco, entonces

Tamaño de estrella = (2.5 * 2000) / 206265 = 0.0242 mm = 24.2 micrones

Muestreando esta imagen de estrella dos veces, necesitaríamos tener píxeles de la mitad de este tamaño, o 12 micrones.

Si cortamos la distancia focal usando un reductor focal f / 6.3, la distancia focal pasa a ser de 1260 mm y el tamaño de la estrella en el foco pasa a ser de 15.2 micrones, requiriendo píxeles de

7.5 micrones para muestrearlo adecuadamente. Entonces, a medida que nuestra distancia focal disminuye, también lo hace nuestro tamaño de píxel. Si decidimos usar una lente de cámara, como un teleobjetivo de 500 mm, nuestro tamaño de píxel requerido cae aún más, hasta que llega al punto en que ninguna cámara CCD fabricada tiene píxeles lo suficientemente pequeños como para cumplir con precisión el criterio de Nyquist.

Entonces, ¿qué sucede cuando usamos píxeles que son demasiado grandes?
Esta situación se denomina submuestreo y, en el peor de los casos, puede producir estrellas cuadradas, en bloque o incluso estrellas que faltan por completo. Sin embargo, un submuestreo menor no es tan malo y muchas astrofotos excelentes se han tomado con imágenes de estrellas submuestreadas. (Además, siempre puede contar con la vista para difuminar las estrellas, haciendo que los píxeles pequeños sean mucho menos necesarios -)).

¿Qué pasa cuando sus píxeles son demasiado pequeños?
En este caso, llamado sobremuestreo, realmente no pierde nada, pero tampoco captura ninguna información adicional. La mayoría de las cámaras CCD le permitirán agrupar los píxeles, haciendo grandes con los pequeños, lo que realmente puede ayudar a la relación señal / ruido. Pero ese es el tema de otro artículo. El mayor problema aquí es que no está aprovechando al máximo toda la capacidad de captura de imágenes de su cámara CCD. El uso de un telescopio de distancia focal más corta en este caso le proporcionaría un campo de visión más amplio.

Entonces, ¿cómo averiguamos cuál es el tamaño de píxel para una combinación determinada de CCD / telescopio?
La fórmula utilizada para determinar el tamaño angular de un píxel es la misma fórmula utilizada para determinar el tamaño lineal de una estrella FWHM en el plano focal, pero resolviendo el tamaño angular:

Tamaño angular de píxel = 206265 * (Tamaño de píxel / 1000) / (Longitud focal)

Donde el tamaño de Pixel Angular se da en segundos de arco, el Tamaño de Pixel se da en micrones y la Longitud Focal se da en mm. Para su comodidad, he publicado una hoja de cálculo en mi sitio web en http://www.jburnell.com/Pixels.xls donde he resuelto la ecuación para varias combinaciones de cámara CCD / telescopio. Siéntase libre de descargarlo e ingresar sus propios números. Aquí hay algunas combinaciones usando nuestro ejemplo C8 de arriba acoplado a una cámara CCD Starlight Xpress SXV-H9 usando agrupamiento 1x1, 2x2 y 3x3, junto con un alcance de distancia focal aún más corto, un Tele Vue NP-101:

Como se puede ver en este ejemplo, en f / 10 y agrupamiento 1x1, esta configuración está bastante sobremuestreada, a menos que viva en la cima de Mauna Kea. El agrupamiento 2x2 tiene más sentido a esta distancia focal. Sin embargo, cuando se usa con un reductor focal f / 6.3, el binning 1x1 tiene más sentido, pero el binning 2x2 es aún más realista para muestrear la imagen, dada la visión típica. El uso de este CCD con la distancia focal corta NP-101 funciona bien cuando no está agrupado, pero como puede ver, el agrupamiento 2x2 hará que la imagen se muestre por debajo de la media. Descarga la hoja de cálculo y prueba tus propios números.

Sabiendo todo esto ahora, podemos discutir cómo hacer coincidir la cámara CCD con el alcance. La principal preocupación es asegurarse de que la cámara CCD que elija pueda capturar toda la resolución que puede ofrecer su osciloscopio, teniendo en cuenta sus condiciones de visión locales. Si tiene un alcance de longitud focal larga, se beneficiará de píxeles más grandes, porque su área de superficie más grande los hace más sensibles, y su mayor capacidad de pozo completo significa que podrá capturar más fotones antes del inicio de la floración. Si tiene un telescopio de distancia focal más corta, desea píxeles más pequeños para obtener una mejor muestra de la imagen. Si tiene una variedad de instrumentos, o usa un reductor focal en un instrumento de enfoque más largo, una cámara con píxeles más pequeños se puede agrupar cuando se dispara a distancias focales más largas y operar sin agrupar para distancias focales más cortas. Usando la fórmula presentada aquí, o la hoja de cálculo, puede determinar por sí mismo si la cámara CCD que desea usar es capaz de muestrear adecuadamente la imagen formada por su telescopio.


Productos

Las cámaras CCD refrigeradas por QSI están diseñadas para producir imágenes de alta calidad con un rango dinámico extremadamente amplio, excelente linealidad y excepcionalmente bajo nivel de ruido.

Suscríbase a nuestro boletín aquí

NUESTROS OBJETIVOS

Diseñe y fabrique cámaras científicas de clase mundial para aplicaciones que requieren un rendimiento de imagen superior, como imágenes astronómicas, de ciencias biológicas, de investigación e industriales.

ofrecen una tecnología excepcionalmente bien integrada para facilidad de uso y un mínimo enfoque hacia atrás.


Evolucionando hacia el CCD perfecto

La mayoría de estas limitaciones ya se han superado y han dado lugar al detector CCD de 2048x2048 actual. Los dispositivos de carga acoplada (CCD) se han acercado más a convertirse en un detector ideal y ya casi están allí.

    Analógico electrónico a memoria de burbujas -> un poco = paquete de cargos (e-) o agujeros (h +)

    CCD debe realizar 4 tareas para generar una imagen:

Condensador aislante metálico (MIS). La aplicación de voltaje positivo significa que los portadores mayoritarios (huecos) son repelidos en la región debajo de la capa de óxido -> esto forma un pozo de potencial para los electrones.

Un CCD es una matriz de condensadores MIS estrechamente espaciados separados por paradas de canal (barreras de potencial implantadas)

    El diseño inicial utilizó canales de superficie -> pero la carga puede quedar atrapada por estados de superficie rápidos Como resultado, el CTE es del 98%, lo cual es horrible.

    El n-dopante reforma el pozo de potencial y obliga a los electrones a acumularse debajo de la interfaz del óxido.

    La principal limitación es el número de puertas abiertas o en cortocircuito. Estos defectos generalmente son causados ​​por contaminación. El nivel mínimo de sala limpia es 100.

    Internivel corto -> cortocircuitos entre las fases del reloj cuando se utilizan puertas de aluminio en un detector trifásico. La transferencia de CTE muy deficiente en las proximidades de corto reduce el rendimiento funcional a aproximadamente 0,5%

-> LOCOS reduce significativamente los cortocircuitos del sustrato.

    Limitado por la absorción de fotones azules por puertas de polisilicato relativamente gruesas (5000 A). La profundidad de absorción para un fotón de 4000 A es sólo de 2000 A. Además, la reflectividad de la superficie aumenta al disminuir la longitud de onda. Por lo tanto, los dispositivos iluminados en la parte frontal gruesa tienen un buen QE solo en rojo.

    Diluya el sustrato desde 300 micrones hasta aproximadamente 10 micrones. (esto tomó alrededor de una década para aprender a hacerlo)

    Convierte fotones UV entrantes en fotones de longitud de onda más larga.

    CTE: teóricamente limitado por tres efectos

    Desviación autoinducida -> causada por la repulsión electrostática mutua de los portadores dentro de un paquete que domina para paquetes grandes

  • Utilice Fe-55 que produce un fotón de 5,9 Kev. Cuando este interactúa con el CCD, se generan 1620 electrones en un volumen mucho más pequeño que un píxel. Luego vea si salen 1620 electrones de su amplificador. Para un 2048x2048 y un CTE de .999999, se perderán 41 electrones y esto, de hecho, ¡se puede medir ahora!

    Ruido del amplificador en el chip: combinación de ruido blanco térmico, ruido 1 / fy sensibilidad del nodo de detección.

    El nodo de sentido es el punto de recogida final al final del registro horizontal. Esto convierte la carga en voltaje. Las sensibilidades típicas son de 1 a 4 microvoltios por electrón.

    Generado donde el canal de corriente interactúa con la superficie (tal vez dentro de la electrónica del amplificador)

    Generación y difusión térmica a granel

La corriente oscura superficial es 2-3 órdenes de magnitud más alta que la corriente oscura en masa. La corriente oscura superficial depende de:

    densidad de estados de interfaz

El salto térmico de electrones desde la banda de valencia a un estado de interfaz y luego la banda de conducción produce un par e-h que se acumula en el pozo de potencial. Esto se puede minimizar mediante la presencia de portadores libres que llenarán los estados de la interfaz e inhibirán los saltos.

    Para tener capacidad de pozo mientras está invertida se requiere que el potencial de una de las fases se desvíe de las otras. Esto se puede hacer dopando con boro debajo de la fase 3, que ahora actúa como una fase de barrera, ya que logrará la inversión antes de las fases 1 y 2. En la práctica, la inversión total ocurre a -6.5 V para la fase 3 y -8V para las fases 1 y 2. 2. La compensación de 2,5 V está determinada por la cantidad de boro que se implanta.


Ver el vídeo: Classroom Aid - Charge Coupled Device CCD (Febrero 2023).