February 20, 2013 Michael Richer 1 CCDs: Medición de propiedades Ejemplos de imágenes de • bias • corriente oscura • campo plano • objetos Como medir: • el ruido de lectura y la ganancia • la corriente oscura • la carga espuria • la linealidad Referencias: – Abbott, T. In situ CCD testing , http://www.ctio.noao.edu/~tmca/CCD/ docs/cookbook/top.ps.gz – reportes de caracterizacion de los CCDs del OAN, http://www.astrossp.unam.mx/Instruments/ccds/introccds.htm – McCall, M. L., English, J., & Shelton, I. 1989, JRASC, 83, 179
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CCDs: Medición de propiedades Ejemplos de imágenes de • bias • corriente oscura • campo plano • objetos Como medir: • el ruido de lectura y la ganancia • la corriente oscura • la carga espuria • la linealidad Referencias:
– Abbott, T. In situ CCD testing, http://www.ctio.noao.edu/~tmca/CCD/docs/cookbook/top.ps.gz
– reportes de caracterizacion de los CCDs del OAN, http://www.astrossp.unam.mx/Instruments/ccds/introccds.htm
– McCall, M. L., English, J., & Shelton, I. 1989, JRASC, 83, 179
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CCDs: Características Lo que se ve en una imagen:
• Características intrínsecas del detector: – la capacidad del pozo de cada píxel – la corriente oscura – la eficiencia cuántica
• Características del manejo del detector – la eficiencia de transferencia de la carga – la carga espuria
• Características de la electrónica asociada al detector – el bias, su estructura y el overscan – el ruido de lectura – la ganancia y la saturación del ADC – la linealidad
• Configuración del detector – la agrupación de píxeles (binning)
• Viñeteo en el camino óptico
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Ejemplo: bias
ambas gráficas: Howell (2000)
• Origen: la electrónica asociada al detector
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• Estos son los patrones de corriente oscura medidos en los CCDs SITe3 (izq.) y SITe1 (der.) del OAN-SPM en el otoño 2006.
• Origen: el detector y su electrónica asociada
Ejemplo: corriente oscura
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Ejemplo: campo plano
Campos planos de los CCDs SITe1 (izq.) y Thomson 2k (der.) del OAN-SPM en el otoño 2007. Notar (a) polvo en distintos lugares, (b) viñeteo, (c) rayas en el detector, y (d) efectos debido a la capa antireflejante.
Objetivo: Iluminar uniformemente al detector (resaltar defectos ópticos)
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Ejemplo: campo estelar
Ambas gráficas: Howell (2000)
• Objetivo: ¡ciencia!
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ruido de lectura, ganancia • La medición del ruido del lectura y la ganancia son ligados. Método tradicional: • Iluminar la cúpula con una lámpara estable • Obtener pares de imágenes, variando los tiempos de exposición para tener niveles
en las imágenes entre casi el nivel del bias hasta casi saturar el ADC númericamente.
• Sustraer el nivel del bias de todas las imágenes. • Tomar la diferencia entre las dos imágenes de cada par y calcular la varianza. • Graficar la mitad de la varianza (deviación estándar cuadrado) en función del nivel
promedio de las dos imágenes. Esta curva se conoce como una curva de transferencia.
• Esta grafica debería presentar una región lineal antes del nivel de saturación. Ajustar una línea recta a esta porción de la gráfica.
• El reciproco de la pendiente es el factor de ganancia. • Multiplicar la desviacion estandar de una imagen de bias por esta ganancia para
obtener el ruido de lectura. • Cabe notar que se puede hacer todo este procedimiento sobre solamente una parte
de una imagen. Esto conviene, porque es necesario evitar pixeles anomalos (alta corriente oscura, mala transferencia de carga, etc.).
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ruido de lectura, ganancia • Ejemplos:
– Izquierda: La ganancia para un CCD de la ESO del artículo de Abbott.
– Abajo: La ganancia de un cuadrante del detector NICMOS3 de Camila en SPM.
• El método es aplicable a cualquier detector. Se usaba para placas fotogáficas.
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ruido de lectura, ganancia Método moderno • Se debe a Massey & Jacoby
(1992, Astronomical CCD Observing and Reduction Techniques, ASP Conference Series vol. 23, 240)
• Se obtienen dos imágenes (de la cúpula iluminada) bien expuestas y dos imágenes de bias.
• Con el programa “findgain” de IRAF, se puede calcular el ruido de lectura y la ganancia según las formulas a la derecha.
( ) ( )
xxB
xF
BBFF
x
x
x
BB
BBFF
valor del dispersion : bias del promedio valor :
plano campo del promedio valor :2
Ganancialectura de Ruido
Ganancia
21
2121
222121
σ
σ
σσ
−
−−
×=
−
+−+=
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Corriente oscura Para medir la corriente oscura: • Obtener una serie de imágenes de 10-20 minutos sin
abrir el obturador. • Obtener una serie de imágenes de bias. • Combinar las imágenes de bias para quitar rayos
cósmicos y sustraer el resultado de cada imagen de la primera serie.
• Combinar las imágenes resultantes para quitar rayos cósmicos y medir el promedio de la señal.
• Multiplicar el resultado por la ganancia para obtener el número de electrones que representa.
• Dividir el resultado anterior por el tiempo de exposición para obtener la corriente oscura en e/pix/s.
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Carga espuria Thomson 2k, gain mode 4
0
10
20
30
40
50
0 5 10 15 20
pixels
readnoise2
data
fit
SITe3, gain mode 4
0
200
400
600
800
1000
0 5 10 15 20
pixels
readnoise2
data
fit
€
Robs2 = carga espuria× Npix + Rint
2
Robs : ruido de lectura observadoNpix : número de píxeles agrupados, e.g., Npix = 4 para binning 2×2Rint : ruido de lectura intrínseco
Se requiere series de imágenes de bias con distintas agrupaciones de píxeles.
Grafique el cuadrado del ruido de lectura observado en función del número de píxeles agrupados.
Ajuste una línea recta: La pendiente es la carga espuria. La intersección es el cuadrado del ruido de lectura intrínseco al detector.
Se presenta la matemática a continuación.
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Linealidad El método que sigue es la receta que usamos para medir la linealidad de los CCDs
en el OAN-SPM. 1. Obtener un par de imágenes de bias. 2. Obtener una serie de imágenes cortas (5 seg.; tiempo constante) de la cúpula
iluminada para monitorear el nivel de iluminación de la lámpara (serie 1). 3. Entre las imágenes de la serie anterior, intercalar una serie de imágenes donde
cambia el tiempo de integración para variar el nivel de conteos en las imágenes entre el nivel del bias y el nivel de saturación (serie 2).
4. Sustraer el bias de todas las imágenes de la cúpula (series 1 y 2). 5. Dividir cada imagen de la segunda serie por el promedio de las imágenes
precedente y posterior de la primera serie. Así, se quita cualquier efecto debido a variaciones de la lámpara.
6. Dividir el las imágenes resultantes por el cociente de los tiempos de exposición de las imágenes de serie 1 y serie 2. El resultado es el cociente del señal observado con respecto al señal esperado, basado en las imágenes de monitoreo de la lámpara.
7. Calcular el promedio de una zona de las imágenes finales y graficar el resultado en funcion del señal promedio inicial de las imágenes de la serie 2 (o de sus tiempos de integración). La curva debería ser una línea horizontal con valor de 1.0. En caso contrario, hay alguna nolinealidad.
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Linealidad
• La gráfica de la linealidad del CCD SITe3 (agosto 2001) muestra una posible nolinealidad del orden de 0.5-1.0%.
• La gráfica de la linealidad del CCD Tek2 (decomisionado desde agosto 2000) indica una fuerte nolinealidad para señales débiles.
• En ambos casos, ver los reportes de calibración de los CCDs del OAN-SPM en http://www.astrossp.unam.mx/Instruments/ccds/introccds.htm.
1
1.05
1.1
1.15
1.2
1.25
1.3
1.35
1.4
100 1000 10000 100000
senal (ADU)
sena
l vis
to/s
enal
esp
erad
o luz bajaluz alta
Fig. 1
0.96
0.97
0.98
0.99
1
1.01
1.02
1.03
1.04
0 20000 40000 60000
conteos (ADU)
obse
rvad
o/es
pera
do
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Linealidad Se puede también evaluar la linealidad utilizando observaciones de estrellas
estándares. 1. Observar uno o varios campos de estrellas estándares cuyos miembros
tienen un gran rango de brillos. 2. Obtener una serie de imágenes con tiempos de exposición que varían de
tal manera que permiten detectar las estrellas débiles con poco señal y también que llegan a casi saturar las estrellas brillantes.
3. Si el detector es lineal, la diferencia en magnitudes entre las estrellas será constante.
4. En la práctica, este método es mas difícil de aplicar que el anterior. 5. Ejemplo:
