Umumiy astronomiya

CCD kamera. Yangi detektorlardan eng muhim ahamiyatga ega bo‘lgani bu CCD kameralardir (Charge Coupled Device - Zaryad yig‘uvchi qurilma). Detektor yorug‘likka sezgir kremniyli diodlardan tashkil topgan yuzaga ega va ular tasvir elementlari yoki piksellarning to‘g‘riburchak massiv shaklida joylashgan bo‘ladi. Eng katta kameralar piksellarga ega, lekin ko‘p hollarda ular sezilarni kichikroq bo‘lishadi.

Detektorga urilgan foton elektronni erkin holatga chiqarib yuborishi mumkin, ammo u piksel ichida, qopqonga tushganden, qoladi. Ekspozitsiyadan so‘ng potensiallar orasidagi ayrmani o‘zgartirish orqali to‘plangan zaryad satrma-satr o‘qib olish buferiga siljitiladi. Buferda zaryad pikselma-piksel analog-raqamli almashtirgichga qarab xarakatlanadi va o‘z o‘z navbatida raqam ko‘rinishidagi qiymatlarni kompyuterga uzatadi. Tasirni o‘qib olganda detektor uni egallab turgan zaryaddan bo‘shaydi (3-22-rasm). Agarda ekspozitsiyalar juda qisqa bo‘lsa, tasvirni o‘qib olish vaqti umumiy kuzatuv vafqtining ancham qismini egallashi mumkin.

4.11(a-e)–rasm. (a) Ekspozitsiya paytida elektronlar kameraning piksellariga mos keladigan potensial o‘ralarga tushib qolishadi. Xar bir pikseldagi son ito‘plangan elektronlar sonini ko‘rsatadi. (b) Ekspozitsiyadan so‘ng xar bir gorizontal chiziq o‘ng tomonga bir pikselga siljiydi; o‘ng tomondagi eng chetki satr o‘qib olish buferiga suriladi. (c) Beferdagi qiymatlar pastga yuir pikselga surilvadi. Eng pastdagi zaryad A/D almashtirgich tomonga siljiydi, u esa elektronlar sonini kompyuterrga uzatadi. (d) Bufer pastga bir necha marta xarakatlanganidag so‘ng bitta vertikal qator o‘qib olingan bo‘ladi. (e) Tasvir yana bir bor o‘ng tomonga bir pikselga siljiydi. Bu jarayon butun tasvir o‘qib olilgunicha davom etaveradi.

CCD kamera deyarli chiziqlidir: eletronlar soni fotonlar soniga to‘g‘ri proporsional. Ma’lumotlarni kalibrovka qilish fotografik plastinkanikiga qaraganda ancha oson.

Kvant effektivligi, ya’ni elektronlar sonining kelib tushgan fotonlar soniga nisbati ancha yuqori va shu tufayli CCD kameraning sezgirligi fotografik plastinkanikiga qarganda ancha baland. Uning sezgirligi asosan qizil rang, to‘lqin uzunligi 600-800 nm atrofida eng yuqori, bu diapazonda kvant effektivligi 80-90 % yoki undan ham balandroq bo‘lishi mumkin.

Kameraning diapazoni spektrning uzoq infraqizil chegaralarigacha borib etadi. Ultrabinafsha diapazonda kremniy tahminan 500 nm dan past sohada yutishi tufayli uning sezgirligi keskin pasayib ketadi. Bu muammoni hal etish uchun ikki xil usul ishlatiladi. Birinchi yo‘li – ultrabinafsha to‘lqinni yutib, kattaroq to‘lqin uzunligida yorug‘lik nurlovchi qoplamani qo‘llash. Ikkinchisi esa, yutilishni kamaytirish maqsadida chipni tepa va quyi qismlarini bir biri bilan almashtirish va uni iloji yuoricha yupqa qilib yasash.

Kamera butunlay qorong‘ulikda turgan holida ham uning issiqlik shovqini qora oqimni hosil qiladi. Bu shovqinini kamaytirish uchun kamera sovutilishikerak. Astronomik CCD kameralar odatda suyuq azot bilan sovsutiladi vaa u effektiv tarzda qora oqimning aksariyat qismini bartaraf etadi. Ammo kamera sovutilganda uning sezgirligi ham pasayadi; shuning uchun uni juda ham yaxshi natijalarga olib kelmaydi. O‘zaro mos keladigan ma’lumotlarni olish uchun uning temperaturasi doimiy qiymatga ega bo‘lishi kerak. Havaskorlar uchun elektron sovutish sistemasiga ega o‘rta narhdagi CCD kameralar allaqachon mavjud. Agarda katta aniqlik talab etiladigan bo‘lmasa, unda ularning ko‘pchilmigi ilmiy tadqiqot masalalarni echishida ishlatilishi ham mumkin.

Qoramtir tokni zatvor yopiq holatidagi ekspozitsya bilan oson o‘lchash mumkin. Kuzatilgan tasvirdan uning natijasini ayirib tashlash haqiqiy yorug‘lik tahsirida hosil qilingan eektronlar sonini beradi.

Alohida (individeal) piksellarning sezgirligi bir-birinikidan farq qilishi mumkin. Bu holat, huddi nomoshom payti singari, bir tekis yoritilgan maydon tasvirini olish orqali to‘g‘rilanadi. Bu tasvir tekis-maydon (flet-fild) deb ataladi. Kuzatuv natijalarini ushbu tekis-maydon tasviriga bo‘lsak, piksellarning turliligi sababli hosil bo‘lgan xatolik bartaraf etiladi.

CCD kamera juda barqaror hisoblanadi. Shuning uchun qora oqim va tekis-maydon tasvirlarini doimo takrorlab kuzatishga hojat yo‘q. Odatda ushbu kalibrovkalovchi tasvirlar kechki va tongi shafaq vaqtlarida, real kuzatuvlardan boshlanishidan oldin va ular tugagach, olinadi.

Kosmik nurlar, ya’ni zaryadlangan zarralar CCD tasvirada yorqin, tashqidan kelgan nuqtalarni hosil qiladi. Ularni odatda bitta yoki ikkita piksel yuilan chegaralanadi va ularni aniqlab olish qiyin emas. Odatda, bir necha minutli qisqa ekspozitsiya davomida bir nechta kosmik nurlar izlari tushadi. Shuning uchun, bitta uzoq vaqtli ekspozitsiya o‘rniga odatda bir nechta qisqa vaqtli ekspozitsiyalarni olish, tasvirlarni kosmik nurlar izlaridan tozalash va oxirida tasvirni komryuterga uzatish maqsadga muvofiqdir.

Bundan jiddiyroq muammo – bu elektronikaning o‘qib-olish shovqini dir. Birinchi kameralarda bu kattalikning qiymati bitta pikselga yuzlab elektronlarga teng bo‘lgan. Zamonaviy kameralarda uning qiymati bir nechta elektronga teng. Bu esa, o‘z navbatida, obektlardan kelayotgan xira signallarni aniqlashda quyi chegarani belgilaydi: agarda signal o‘qib-olish signalidan pastroq bo‘lsa, unda uni shovqindan ajratib bo‘lmaydi.

CCD kamera o‘ta sezgir detektor bo‘lsa ham, hattoki yorqin nur ham unga zarar etkaza ololmaydi. FEK esa, boshqa tomondan, unga o‘ta kuchli yorug‘lik tukshsa ishdan chiqishi mumkin. Shu bilan birga bitta piksel elektronlarning faqat belgilangan sonigacha qabul qilishi mumkin, undan keyin u to‘yingan holatga o‘tadi. O‘ta to‘yingalik holatda zaryad yon-atrofdagi boshqa piksellarga ham to‘lib, o‘tib ketishi mumkin. Agarda kamera past qiymatda to‘yingan bo‘lsa, uni zaryadlardan tozalash uchun bir necha marta o‘qib olishga to‘g‘ri kelishi mumkin.

Eng yiriq CCD kameralar o‘ta qimmat turadi, va hattoki ular fotografik plastinkalar va tasmalarga qaraganda haligacha ancha kichik. Shuning uchun, ayrim o‘lchamlari katta bo‘lgan obyektlarni kuzatishda, haligacha fotografiya ishlatildadi.