Astronomi

Detektor Pixel Geometri?

Detektor Pixel Geometri?


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.

Når jeg analyserer et billede, er jeg vant til at tænke på pixels som et gitter med kasser, som fotoner er faldet i. Jeg antager, at der ikke er plads mellem boksene. Det synes åbenlyst forkert, da der skal være en vis adskillelse på detektoren for at forhindre elektronblødning mellem pixels. Så hvad er den rigtige geometri af pixels i en detektor som (især til: CCD'er og infrarøde arrays)? Er det tættere på et punktgitter end et gitter med kasser?


Normalt findes adskillelsen, men den er ubetydelig sammenlignet med pixelstørrelsen. Derfor er tabet på grund af fotoner, der "falder gennem revnerne" sædvanligvis meget lille og kan godt redegøres for ved hjælp af enten Monte Carlo-baserede metoder eller eksperimentelt ved hjælp af en fokuseret kilde med kendt lysstyrke. For eksempel er vedhæftet brugervejledningen til WIYN One-Degree Imager (ODI), en CCD-detektor, som jeg har udført noget arbejde med. Der er et afsnit om detektorgeometri, der sandsynligvis vil hjælpe.

http://www.wiyn.org/ODI/ODIUserManual.pdf


Infrarøde detektorer

I. Vurgaftman, J.R. Meyer, i Encyclopedia of Modern Optics, 2005

Type II IR-fotodetektorer

Da IR-detektorer registrerer den strålende udsendelse af sort krop fra varme genstande i stedet for at stole på reflekteret synligt lys, kan de bruges til 'nattesyn.' Både fotokonduktive (PC) og solceller (PV) IR-detektorer udvikles nu med type- II aktive regioner, der normalt består af enkle InAs / GaInSb supergitter. PV-geometrien, hvor en omvendt bias påføres en p-n-krydsning, foretrækkes i sidste ende, da den let kan tilpasses pixelering i et 2D-array med mange diskrete detektorelementer. Det gør det muligt for et IR-kamera at konstruere et detaljeret termisk billede af en given scene.

En optimeret PV-fotodetektor skal have høj absorption i det aktive område, uhindret lodret transport for at sikre opsamling af de fotogenererede bærere og en lav mørk strøm. De tynde lag af en type II InAs / GaInSb aktiv region hjælper med at opfylde de to første kriterier, da de sikrer både en stor bølgefunktions overlapning (figur 3) og hurtig elektron- og hultunnel gennem supergitterminibåndene.

Den mørke strøm i en højkvalitetsdiode har tendens til at blive domineret af generation-rekombinationsstrømme ved lave temperaturer og diffusionsstrømme ved højere T. Fældeassisteret tunneling via forskydninger og andre makroskopiske defekter kan dog øge den mørke strøm betydeligt. Figur 4 viser resistensområdet (R0EN) til dioder med og uden makroskopiske defekter. Overfladelækage som følge af utilstrækkelig passivering af sidevæggen kan også føre til et betydeligt bidrag, der er proportionalt med mesa-omkredsen. Diffusionsstrømmen skaleres som 1 / τ 1/2, hvor τ er rekombinationens levetid. Til dato har de defektmedierede Shockley-Read-levetider på & lt 100 ns været signifikant kortere end i konkurrerende HgCdTe IR-materialer (& gt1 μs). Imidlertid er Auger-levetider væsentligt forbedret, som det vil blive diskuteret yderligere i sammenhæng med type II IR-lasere. I en Auger-begivenhed overføres energien og momentet i det rekombinerende elektron-hulpar til en tredje bærer, som spreder sig til en højere liggende tilstand i enten det samme eller et andet bånd. Fordi tre forskellige bærere skal interagere samtidigt, skaleres rekombinationshastigheden med kuben af ​​bærertætheden. Normalt dominerer Shockley-Read-rekombination ved lavere temperaturer og Auger-processer ved højere T.

Figur 4. Temperaturafhængighed af den dynamiske impedans ved nul bias R0EN til to forskellige InAs / GaInSb supergitterdioder med afskæringsbølgelængder på 8,7 um. Generations-rekombination (GR) og diffusionsbegrænset R0EN værdier er angivet med de stiplede linjer. Gengivet med tilladelse fra Bürkle et al. (2000) FRU Symp. Proc., 607, s. 77–82.

Typisk er n-siden af ​​en type-II-diode stærkt doteret og relativt tynd, mens det meste af absorptionen sker på den let dopede p-side. En standard fortjeneste er detektiviteten (D*), som i det væsentlige er signal-støj-forholdet i en enhed med standardstørrelse. Til 77 K-drift opnås type II PV-detektorer med afskæringsbølgelængder på 7,5 um og 12 um D* på henholdsvis 1 × 10 12 cm Hz 1/2 / W og 5 × 10 10 cm Hz 1/2 / W. Disse værdier er næsten lige så høje som typiske resultater for den langt mere modne HgCdTe FPA-teknologi.

Det forventes, at type II-detektorer vil være særligt attraktive ved meget langbølget IR (VLWIR), hvor det bliver stadig sværere at opretholde tilstrækkelig kontrol over HgCdTe-kompositionens ensartethed. Nylige pc-detektorer blev udført til 22 um og solcelle-enheder til 16 um. Dels på grund af den stærke undertrykkelse af Auger-rekombination forventes type II-detektorer også at være fordelagtige ved ikke-kryogene temperaturer, hvor fremtidige systemer i stigende grad vil fungere.


Tess-point 0.6.1

Konverter målkoordinater angivet i Right Ascension and Declination til TESS-detektor pixelkoordinater til TESS-primærmissionen 26 observationssektorer (År 1 & amp 2) og År 3-4 op til sektorer 55. Kan også forespørge MAST for at opnå detektorpixelkoordinater til en stjerne kun med TIC ID (skal være online for denne mulighed). Giver målformørkelseskoordinater, sektornummer, kameranummer, detektornummer og pixelkolonne og række. Hvis der ikke er noget output, er målet ikke synligt for TESS.

### Installer eller opgrader pip install tess-point

pip installer tess-point –opgradering

### Eksempler - Vis argumenter og funktioner på kommandolinjen

python -m tess_stars2px -c 84.291188 -80.469119

python -m tess_stars2px -t 261136679

python -m tess_stars2px -n “pi Mensae”

  • Multi-target pixel koordinerer resultater. Angiv mål-TIC-id'et eller en anden heltal-identifikator [kan være nul] ra [deg] dec [deg] i en hvidzone-afgrænset tekstfil. Behandl mållisten.

python -m tess_stars2px -f & lttarget_list & gt

Alternativt er python-modulet en enkelt fil, tess_stars2px.py, så man kan undgå pipinstallation. Download bare tess_stars2px.py fra github og brug det i et lokalt bibliotek. Ovenstående kommandoer ville så være python tess_starspx.py -t 261136679

  • tess_stars2px kan kaldes fra et python-program. Se eksempel_brug_tess_strs2py_byfunction.py for denne måde at bruge tess_stars2px

### FORFANGERE Original programmering i C og fokalplan geometri løsninger af Alan Levine (MIT). Denne pythonoversættelse af Christopher J. Burke (MIT). Testning og fokalplan geometri forbedringer af Michael Fausnaugh & amp Roland Vanderspek (MIT). Test af Thomas Barclay (NASA Goddard) og Jessica Roberts (University of Colorado). Efter målnavneopløsning implementeret af Brett Morris (UW). Python-hjælp fra Brigitta Sipocz og Martin Owens. Fejlrapporter af Adina Feinstein (Univ. Chicago). Proxyimplementering af Dishendra Mishra.

### HVAD ER NYT: - For tæt på kanten Advarselsflag udføres nu i kolonne. Hvis et mål er inden for 6 pixels fra kanten af ​​videnskabsområdet (edgeWarn == 1), er det usandsynligt, at målet tildeles en blænde på 2 minutter eller 20'erne. De videnskabelige pixels varierer i kolonne fra 45-2092 og række fra 1-2048 - År 4-pegninger for sektorer 40-55 nu tilgængelige - En omtrentlig aberrationskorrektion er tilgængelig med kommandolinjemulighed. Bruger astropi GCRS jordbaseret ramme, der er tæt på TESS-aberration

  • Omvendt transformation (indgangssektor, kamera, CCD, pixelkolonne, pixel række - & GT RA og dec) er nu 'analytisk' snarere end gennem brute force minimering. Den omvendte transformation er meget hurtigere og meget mere pålidelig.

### CITATION: En henvisning til tess-point er tilgængelig via [Astrophysics Source Code Library] (http://www.ascl.net/2003.001) post. Mere komplet BibTeX nederst på siden.

Burke, CJ, Levine, A., Fausnaugh, M., Vanderspek, R., Barclay, T., Libby-Roberts, JE, Morris, B., Sipocz, B., Owens, M., Feinstein, AD, Camacho , J., 2020, 0.4.1, Astrophysics Source Code Library, record ascl: 2003: 001

### NOTER - Pegetabellen er for TESS år 1-4 (sektorer 1-55).

  • Test viser, at pege med dette værktøj skal være nøjagtigt bedre end en pixel, men uden at inkludere aberrationseffekter, en algoritme, der er vedtaget til centrering af meget assymmetrisk punktspredningsfunktion ved kanten af ​​kameraet og placering af øjenkilden, er et estimat på 2 pixel nøjagtighed berettiget. Brug afvigelsesmulighed for bedre nøjagtighed
  • Udgangspixelkoordinaterne antager, at ds9-konventionen er 1,1 midt i nederste venstre hjørne.
  • Pegetabellen er uofficiel, og pegepunkterne kan ændre sig.
  • Se https://tess.mit.edu/observations/ for den seneste TESS-pegetabel
  • Ingen korrektioner for hastighedsafvigelse beregnes som standard. Potentielt mere nøjagtige resultater kan opnås, hvis mål-RA- og deklinationskoordinaterne har anvendt aberrationseffekter. Aberrate-indstillingen bruger den astropiske GCRS-jordbaserede ramme for at tilnærme en TESS-ramme. Jorden har en hastighed på 30 km / s i solsystemet, hvorimod TESS bevæger sig & lt4 km / s i forhold til Jorden, og derfor bør GCRS-korrektionen i vid udstrækning fjerne den 20-arksekund-jord-inducerede aberrationsamplitude
  • For forslag til TESS-videnskabskontoret eller direktørernes skønsmæssige tid, se TESS-forudsigelseswebværktøjet, der er tilgængeligt på https://heasarc.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/tess/webtess/wtv.py for officiel identifikation af 'observerbar' mål. Men hvis dit forslag afhænger af et enkelt eller få mål, er dette værktøj nyttigt til yderligere at forfine sandsynligheden for, at målet er tilgængeligt på detektorerne.
  • Den kalibrerede FFI passer til filudgivelse ved MAST og kalibreret af NASA Ames SPOC vil have WCS-information tilgængelig for at erstatte denne kode. WCS-generationen er uafhængig af brændplanens geometri-model, der anvendes i denne kode, og vil give forskellige resultater på pixelniveau. WCS-oplysningerne er dog ikke tilgængelige, før FFI-filerne frigives, hvorimod denne kode kan forudsige positioner inden datafrigivelse.
  • Hårdkodede parametre for brændplanets geometri fra rfpg5_c1kb.txt

### GAMLE NOTER: - Forespørgsel efter navn ved hjælp af Sesame af Brett Morris

  • Wrapper-funktionen implementerede tess_stars2px_function_entry () med et eksempelprogram, eksempel_use_tess_stars2py_byfunction.py til brug af tess_stars2px i dit eget pythonprogram i stedet for på kommandolinjen.
  • Forfiltreringstrin var tidligere afhængig af den aktuelle missionsprofil for pegninger, der var justeret med ekliptiske koordinater for at arbejde. Forfiltretrinet blev omskrevet for at understøtte missionplanlægning, der ikke var bundet til ekliptisk tilpasning. Slutbrugere bør ikke se nogen ændring i resultaterne med denne ændring. Lokale kopier kan dog ændres til vilkårlig rumfartøj ra, dec, roll og få samme funktionalitet.
  • En omvendt mulighed tilføjes for at finde ra og dec for en given sektor, kamera, ccd, colpix, rowpix. Dette er mest nyttigt til planlægning af vilkårlige pegende grænser og intern brug til at identificere mål på ukalibrerede billeder, der ikke har WCS-information tilgængelig. For præcisionsarbejde skal man henvise til WCS-information om kalibrerede FFI'er i stedet for dette værktøj.

### TODOS: 1. Tidsafhængig Geometri for fokusplanet

### AFHÆNGIGHEDER: - python 3+ - astropi - følelsesløs

### SPECIAL TAK TIL: Inkluderer kode fra python MAST-forespørgselseksemplerne https://mast.stsci.edu/api/v0/pyex.html

### IMPLEMENTERINGSDETALJER: Sammenfattende begynder koden med et rumfartøjsboringssted, der peger i RA, Dec og rullevinkel. En række Euler-vinkeloversættelsesmatricer beregnes baseret på pladsfartøjets boresite. Derefter oversættes målkoordinaterne i RA og Dec til rummets pladsboringssted. Derefter oversættes målkoordinaterne til hver af de fire TESS-kamerarammer. Når målkoordinater er oversat til kamerarammen, kontrolleres målets radiale position i forhold til kameracentret for at se, om det potentielt er i kameraets synsfelt. I så fald beregnes brændplanets position ved hjælp af en radial polynommodel med en konstant sigt og udtrykker de lige kræfter (2., 4. og 8.). Rotationer anvendes til at konvertere positionerne på himlen til detektorens udlæsningsretning.


Download og udskriv denne artikel til din personlige videnskabelige, forskning og uddannelsesmæssige brug.

Køb et enkelt nummer af Videnskab for kun $ 15 USD.

Videnskab

Bind 340, udgave 6134
17. maj 2013

Artikel Værktøjer

Log ind for at tilføje en advarsel om denne artikel.

Af B. Sun, M. P. Edgar, R. Bowman, L. E. Vittert, S. Welsh, A. Bowman, M. J. Padgett

Videnskab 17. maj 2013: 844-847

En beregningsbilleddannelsesmetode bruges til at rekonstruere en tredimensionel scene uden behov for linser. [Se også Perspektiv af Faccio og Leach]


Referencer

Moore, G. Cramming flere komponenter på integrerede kredsløb, Elektronik 38, 114–117 (1968).

Hartmann, F. Udvikling af siliciumsensorteknologi inden for partikelfysik 2. udgave (Springer, 2017).

Moll, M. Forskydningsskader i siliciumdetektorer til højenergifysik. IEEE Trans. Kerne. Sci. 65, 1561–1582 (2018).

Spieler, H. Semiconductor Detector Systems (Oxford Univ. Press, 2005).

Garcia-Sciveres, M. & amp Wermes, N. En gennemgang af fremskridt inden for pixeldetektorer til eksperimenter med høj hastighed og stråling. Rep. Prog. Phys. 81, 066101 (2018).

Lutz, G. Halvlederstrålingsdetektorer (Springer-Verlag, 1999).

Dijkstra, J. L. H. Oversigt over siliciumdetektorer. Kerne. Instrum. Metoder A 494, 86–93 (2002).

Sze, S. Fysik af halvledere 2. udgave (Wiley, 1981).

Sze, S Semiconductor Devices, Physics and Technology (Wiley, 1985).

Horisberger, R. Pixel-detektorer til LHC. Kerne. Instrum. Metoder A 284, 185–191 (1996).

Apollinari, G. et al. Hadron Collider (HL-LHC) med stor lysstyrke Rapport om teknisk design CERN-2017-007-M (CERN, 2017).

High Luminosity LHC (HL-LHC) Accelerator Project http://hilumilhc.web.cern.ch/.

CMS-samarbejdet CMS teknisk designrapport til Pixel Detector Upgrade CERN-LHCC-2012-016 (CERN, 2012).

CMS-samarbejdet CMS, Tracker Technical Design Report CERN-LHCC-98-06 (CERN, 1998).

Azzi-Bacchetta, P. et al. CDF mellemliggende silicium lagdetektor. Kerne. Phys. Proc. Suppl. 78, 307–310 (1999).

ATLAS-samarbejdet Rapporten om den indre detektor teknisk design CERN-LHCC-97-16 og CERN-LHCC-97-17 (CERN, 1997).

ATLAS-samarbejdet Teknisk designrapport til ATLAS Indre tracker-pixeldetektor CERN-LHCC-2017-021 (CERN, 2017).

Abbott, B. Produktion og integration af ATLAS-indsættelige B-lag. J. Instrum. 13, T05008 (2018).

CMS-samarbejdet Fase-2-opgradering af CMS Tracker CERN-LHCC-2017-009 (CERN, 2017).

ATLAS-samarbejdet Teknisk designrapport til ATLAS Indre Tracker Strip Detector CERN-LHCC-2017-005 og ATLAS-TDR-025, (CERN, 2017).

Unno, Y. et al. Udvikling af n + -in-p-siliciummikrostrimmelsensorer med stort område til miljøer med meget høj stråling - ATLAS12-design og indledende resultater. Kerne. Instrum. Metoder A 765, 80–90 (2014).

RD53-samarbejdet RD53A Specifikationer for integreret kredsløb CERN-RD53-PUB-15-001 (CERN, 2015).

Parker, S., Kenny, C. & amp Segal, J. 3D - en foreslået ny arkitektur til solid-state strålingsdetektorer. Kerne. Instrum. Metoder A 395, 328–343 (1997).

Da Via, C. et al. 3D-siliciumdetektorstatus og applikationer. Kerne. Instrum. Metoder A 549, 122–125 (2005).

Pellegrini, G. et al. Første dobbeltsidede 3D-detektorer fremstillet på CNM-IMB. Kerne. Instrum. Metoder 592, 38–43 (2008).

Sadrozinski, H. et al. Ultrahurtige siliciumdetektorer (UFSD). Kerne. Instrum. Metoder A 831, 18–23 (2016).

Cartiglia, N. et al. 4D-pixeludfordringen. J. Instrum. 11, C12016 (2016).

LHCb-samarbejdet LHCb Vertex Locator teknisk designrapport CERN-LHCC-2001-011, (CERN, 2001).

Collins, P. LHCb VELO (VErtex LOcator) og LHCb VELO opgradering. Kerne. Instrum. Metoder A 699, 160–165 (2013).

Sadrozinski, H. et al. 4D-sporing med ultrahurtige detektorer. Rep. Prog. Phys. 81, 026101 (2018).

Cartiglia, N. et al. Stråletestresultater fra et 16 ps timing-system baseret på ultrahurtige siliciumdetektorer. Kerne. Instrum. Metoder A 850, 83–88 (2017).

FCC-samarbejdet Den fremtidige cirkulære collider-undersøgelse https://fcc.web.cern.ch/Pages/default.aspx.

Faccio, F. et al. Strålingsinduceret kortkanal (RISCE) og smal kanal (RINCE) effekter i 65 og 130 nm MOSFET'er. IEEE Trans. Kerne. Sci. 62, 2933–2940 (2015).

Menouini, M. et al. 1 GRad total dosisvurdering af 65 nm CMOS-teknologi til HL-LHC-opgraderinger. J. Instrum. 10, C05009 (2015).

Peric, I. En ny monolitisk pixeleret partikeldetektor implementeret i højspændings CMOS-teknologi. Kerne. Instrum. Metoder A 582, 876–885 (2007).

Wermes, M. Fra hybrid til CMOS-pixels ... en mulighed for LHC's pixelfremtid? J. Instrum. 10, C12023 (2015).

Pernegger, H. et al. Første test af en ny strålingshård CMOS-sensorproces for udtømte monolitiske aktive pixelsensorer. J. Instrum. 12, P06008 (2017).

Besson, A. et al. Fra toppunktdetektorer til indre trackere med CMOS-pixelsensorer. Kerne. Instrum. Metoder A 845, 33–37 (2017).

Pris, T. MAPS-teknologi til vertexing, tracking og kalorimetri. Phys. Proc. 37, 932–939 (2012).

Boland, M. et al. Opdateret baseline for en iscenesat kompakt lineær kolliderer CERN – 2016–004 (CERN, 2017).

Goldstein, J. Udvikling af detektorteknologier til ILC-vertexing. Proc. Sci. https://doi.org/10.22323/1.287.0050 (2017).

Abelev, B. et al. Teknisk designrapport til opgradering af ALICE indre sporingssystem. J. Phys. G kerne. En del. Phys. 41, 087002 (2014).

Lutz, G. et al. DEPFET-detektorer: nye udviklinger. Kerne. Instrum. Metoder A 572, 311–315 (2007).

Luetticke, F. et al. Den ultralette DEPFET-pixeldetektor fra Belle II-eksperimentet. Kerne. Instrum. Metoder A 845, 118–121 (2017).

Turchetta, R. et al. En monolitisk aktiv pixelsensor til sporing og billeddannelse af ladede partikler ved hjælp af standard VLSI CMOS-teknologi. Kerne. Instrum. Metoder A 458, 677–689 (2001).

Valin, I. et al. En retfærdighedsstørrelse CMOS pixel sensor dedikeret til STAR HFT. J. Instrum. 7, C01102 (2012).

Baudot, J. et al. Udvikling af enkelt- og dobbeltsidede stiger til ILD-toppunktdetektorer. Fortryk på https://arxiv.org/abs/1203.3689 (2012).

Brau, J. et al. Monolitisk CMOS-pixeldetektor til international lineær kollider-toppunktdetektion. Pramana 69, 1009–1013 (2007).

Hanranek, M. et al. Aflæsningschip til søjleparallel CCD, CPR2A. Kerne. Instrum. Metoder A 607, 640–647 (2009).

Calancha Paredes, C. et al. Fremskridt i udviklingen af ​​toppunktdetektoren med fin pixel CCD ved ILC. Proc. Sci https://doi.org/10.22323/1.198.0022 (2014).

Valerio, P. et al. En prototype hybrid pixeldetektor ASIC til CLIC-eksperimentet. J. Instrum. 9, C01012 (2014).

Cortina Gil, E. & amp Soung-Yee, L. SOIPIX Program og applikationer. J. Instrum. 10, C08018 (2015).

Den cirkulære elektronpositronkollider http://cepc.ihep.ac.cn/.

Casse, G. Nylig udvikling på siliciumdetektorer. Kerne. Instrum. Metoder A 732, 16–20 (2013).

Adloff, C.et al. Kalorimetri til lepton collider eksperimenter - CALICE resultater og aktiviteter. Fortryk på https://arxiv.org/abs/1212.5127 (2012).

Magnan, A.-M. HGCAL: et kalorimeter med høj granularitet til endecaps af CMS ved HL-LHC. J. Instrum. 12, C01042 (2017).

Kluge, A. et al. TDCpix-udlæsning ASIC: en 75 ps opløsningstidsfront-front til NA62 Gigatracker hybrid pixeldetektor. Kerne. Instrum. Metoder A 732, 511–514 (2013).

Takakhashi, J. et al. Silicondriftdetektorer til STAR / SVT-eksperimentet ved RHIC. Kerne. Instrum. Metoder A 439, 497–506 (2000).

Nouais, D. et al. ALICE silicium drift detektorsystem. Kerne. Instrum. Metoder A 501, 119–125 (2003).

Mager, M. ALPIDE, den monolitiske aktive pixel sensor til ALICE ITS opgradering. Kerne. Instrum. Metoder A 824, 434–438 (2016).

Electron Ion Collider, en maskine, der vil frigøre hemmelighederne for den stærkeste kraft i naturen https://www.bnl.gov/eic/.

Abelleira Fernandez, J. et al. En stor hadronelektronkollider på CERN: rapport om fysik og designkoncepter til maskine og detektor. J. Phys. G. Nucl. En del. Phys. 39, 075001 (2012).

AMS-samarbejdet, det alfamagnetiske spektrometer https://home.cern/about/experiments/ams.

Fermi Gamma-ray-rumteleskop, NASA https://fermi.gsfc.nasa.gov/.

Sadrozinski, H. et al. Betjening af præklinisk hovedscanner til proton CT. Kerne. Instrum. Metoder A 831, 394–399 (2016).

Taylor, J. et al. Protonsporing til medicinsk billeddannelse og dosimetri. J. Instrum. 10, C02015 (2015).

Esposito, M. et al. PRaVDA: det første solid state-system til proton-computertomografi. Eur. J. Med. Phys. 55, 149–154 (2018).

Campbell, M. Medipix-samarbejdet https://medipix.web.cern.ch/.

Schmitt, B. SLS-detektorgruppen, The Paul Scherrer Institut https://www.psi.ch/detectors/detectors-group.

Matsumura, H. et al. Forbedring af ladningsindsamlingseffektiviteten af ​​SOI-pixelsensorer til røntgenastronomi. Kerne. Instrum. Metoder A 794, 255–259 (2015).

Butler, M. Sensormarkedet stiger til at stige. Fotonikmedier https://www.photonics.com/a62311/Sensor_Market_Set_to_Soar (2017).

Guerrini, N. et al. En høj billedhastighed, 16 millioner pixels, strålingshård CMOS-sensor. J. Instrum. 6, C03003 (2011).

Anelli, A. et al. Strålingstolerante VLSI-kredsløb i standard dybe submikron CMOS-teknologier til LHC-eksperimenterne: praktiske designaspekter. IEEE Trans. Kerne. Sci. 46, 1690–1696 (1999).

Faruqi, G. M. A. Direkte billeddannelse til elektronmikroskopi. Kerne. Instrum. Metoder A 878, 180–190 (2018).

Rogmagnoli, G. et al. Mikrofluidisk køling af silicium til NA62 GTK-pixeldetektorer. Mikroelektron. Eng. 145, 133–137 (2015).

Sedgwick, I. et al. LASSENA: En 6,7 megapixel, 3-sidet stødbar waferskala CMOS-sensor ved hjælp af en ny gitteradresseringsarkitektur. International Image Sensor Society http://www.imagesensors.org/Past%20Workshops/2013%20Workshop/2013%20Papers/08-2_030_Sedgwick_paper.pdf (2013).

Barber, G. et al. Drift af en silicium toppunktdetektor i NA14 fotoproduktion eksperiment. Kerne. Instrumenteringsmetoder A 253, 530–536 (1987).

Contin, G. MAPS-baserede toppunktdetektorer: operationel erfaring i STAR og fremtidige applikationer. Proc. Sci. https://doi.org/10.22323/1.309.0019 (2018).


Instrumentering

Siden 2007 har vi ledet et igangværende strålingsskadeprogram på LANSCE-anlægget i Los Alamos National Laboratory. Denne indsats er organiseret af Sally (som indsender og forsvarer forslag til et evalueringspanel på LANL) og Martin og involverer alle medlemmer af vores gruppe i halvårlige testbjælkeoperationer. Arbejde ved strålelinjen efterfølges af dosimetri- og aktiveringsmålinger og detaljeret undersøgelse af strålingsinducerede ændringer af enhedens egenskaber, alt udført af os i vores UNM-laboratorium. Kørslerne i september og december 2012, september 2013, februar 2014 og oktober 2014 involverede hver cirka 100 unikke prototyper. Dette arbejde, vi laver, letter forskning og forskere fra 15 andre institutter om ATLAS- og CMS-opgraderinger, RD42-diamant, RD53-udlæsningschips og RD50-siliciumteknologier. I vores nylige kørsler omfattede enhederne test af silicium- og diamantsensorer, aflæsningselektronikchips og brugerdefinerede ASIC'er, VCSEL-drivere, monolitiske aktive pixelsensorer, strømforsyningskoblingselementer, specialkabler, miniaturiserede peltier-kølere og opgradering af kalorimetrielementer. I 2013 tilføjede Haley og Martin et skræddersyet system til at levere vortex-luftstrømskøling til siliciumsensorer, der gennemgår temperaturkritiske udglødningsstudier. Aidan implementerer et system med lineære faser i år, så vi kan scanne større enheder i strålen. Igor udviklede køreplanen fra oktober 2014. Neil overtager driften af ​​vores gammaspektrometer til nuklidaktiveringsmålinger fra Prabi. Vi tager alle skift og deltager i enhedens fastgørelse, samling og målinger. Vores samarbejdspapir fra 2014 med UCSC stammer fra denne indsats. Vi foreslår at fortsætte med at lede LANSCE-bestråling i en overskuelig fremtid (i det mindste frem til 2019) for at fremme teknologiudvikling til LHC og andre Energy Frontier-applikationer.

Vi har udviklet en ny metode til måling i realtid af ladet partikelstråleprofil og fluens. Denne teknik blev banebrydende af Martin og implementeret af Aaron (i software) og Prabi og Haley (i hardware). Aaron rapporterede om det på DPF2013, og vores NIM-publikation fulgte i 2014. Vi bruger nu denne diode-array-teknik rutinemæssigt i vores Los Alamos-bestråling. Neil opdaterede konfigurationen i år for at muliggøre samtidig aflæsning af flere arrays på forskellige punkter i stakken med enheder, der testes.

Sally koordinerer on-demand bestråling af prototypedetektorteknologier ved Sandia Annular Core Research Reactor (ACRR) og Gamma Irradiation Facility (GIF). Dette program blev ført af Sally og krævede over et års forhandling af en interinstitutionel besøgendeaftale mellem Sandia og UNM. I foråret 2014 implementerede GIF-operatørerne en ny radioaktiv kildekonfiguration specifikt for at give ensartet eksponering for vores store enheder. I 2014 anvendte vi ACRR på ca. 20 sporings- og kalorimetri-teknologier, der kræver eksponeringer fra 10 14 til et par gange 10 16 1-MeV-n-eq / cm 2. Vi brugte GIF især til eksponeringer af nye pixel-udlæsning integrerede kredsløbsstrukturer i vores rolle som medlemmer af RD53. Martin samarbejder med LBNL om denne udvikling af 65 nm aflæsning til fremtidige LHC-pixelopgraderinger, og han er ansvarlig for at teste transistorer før og efter GIF-eksponeringer.

Nye tracking sensorteknologier i silicium og diamant

Martin, Nelly og Sally samarbejder med Gian-Franco Dalla Betta fra University of Trento for at forbedre ydeevnen for siliciumpixelsensorer i 3D-geometrien, der bruges til sporing af partikler. "3D" adskiller sig fra traditionel plan siliciumbehandling ved at orientere elektroderne vinkelret på waferoverfladen, hvilket tillader meget mindre afstand mellem elektroderne. Resultatet er lavere udtømningsspænding, hurtigere opladning og således generelt højere strålingstolerance. Denne teknologi, der allerede er i ATLAS-IBL-baseline, kan imødekomme endnu mere kritiske behov ved fremtidige hadron colliders. Vi måler lækstrømmen, kapacitansen, nedbrydningsspændingen og effektiviteten af ​​indsamling af ladning af flere designvariationer relateret til elektrodesøjlestrukturen. Vi offentliggjorde for nylig første målinger på protonbestrålede enheder som "Karakterisering af nye FBK dobbeltsidede 3D-sensorer med forbedret sammenbrudsspænding". I løbet af 2014 eksponerede vi prøver af et videreudviklet design for gammas og neutroner ved Sandia samt protoner med høj fluens ved Los Alamos. Vi forbereder et papir om resultaterne til indsendelse til JINST ca. november 2014. Nellys forskningsuddannelsesundersøgelse vil undersøge 3D-designmuligheder, der er tolerante ud over 2 x 10 16 1-MeV-n-eq / cm 2.

Diamond er en anden sensorsubstratmulighed med potentiale for ekstrem strålingshårdhed i fremtidige partikelsporingsapplikationer. I perioden 2012-2014 udførte Rui, Martin og Sally en undersøgelse af resistiviteten hos polykrystallinske diamantsensorer som en funktion af temperatur og ladet partikelfluens. Enhver effekt af stråling på resistiviteten forplanter sig til lækstrømmen og kan påvirke vurderingerne af materialegenskaberne, der afhænger af lækstrøm, såsom aktivt volumen og afstand til ladningsopsamling. Dette er relevant for nutidige implementeringer af diamantdetektorer (inklusive lysstyrkeovervågninger ved LHC) samt muligheder for sporing af indre volumenpartikler i fremtiden. Vores papir fra 2014 rapporterer ingen nedbrydning af resistivitet op til fluenser, der er relevante for HL-LHC. Sally præsenterede "Recent Results on Diamond Radiation Tolerance" på IPRD2013.

Haley, Rui og Martin gennemførte en undersøgelse af effekten af ​​fugtighed på omvendt nedbrydning i siliciumsensorer i 3D-geometrien som en funktion af strålingsskader op til fluenser, der er relevante for HL-LHC. Omvendt nedbrydning bliver en stadig vigtigere parameter, da detektorer ældes, og forspændinger skal hæves for at opretholde tilstrækkelig signalstørrelse. Mens fugtighedsundersøgelser er blevet udført tidligere for et par plane siliciumgeometrier, er data om fugtighedseffekter på 3D-geometrien ikke i litteraturen. Vores undersøgelse viser, at nedbrydning korrelerer med fugtighed og manifesterer sig ved kanter og overflader, der ikke er direkte korreleret med elektroder. Haley præsenterede dette, hendes udmærkede afhandlingsresultat, på et seminar på UNM i maj 2014. Martin forbereder en elektrostatisk simulering for at validere resultaterne.

Teknologier til brug ved fremtidige kollidere inklusive ILC

Martin og Neil udvikler en ultra-lav-masseforbindelse til brug i fremtidige kollidere. Dette design (ikke det samme som det, der er beskrevet i ATLAS-opgraderingsafsnittet ovenfor) skal have ultralav masse, fordi kablet fastgøres direkte oven på sensoren (dette gøres ikke typisk) og opretholder konstant impedans over 2 meter, en udfordring for flex-teknologi. Haley og Neil befolket adskillige prototyper, der nu samles med sensorer og elektronik af vores samarbejdspartnere i SLAC og U.C. Davis.

Aaron samarbejdede med UCSC om et papir om mikrostrip-elektrode-aflæsningsstøj, der blev offentliggjort i 2013. Holdet studerede en applikation, der passer til tilfælde, hvor stråleudlevering og detektor-belægningsegenskaber tillader en lang udformningstid aflæsning af lange daisy-kædede stiger finhøjde sensorer udlæst af en enkelt front-end forstærker. De fandt ud af, at netværkseffekter signifikant mindsker mængden af ​​aflæsningsstøj, som detektorbelastningen bidrager med.

En ny opladningsmodel til fremtidige sporingsdetektorer

Igor er medlem af ATLAS Large Eta Task Force, som forudsiger de fysiske gevinster, der er mulige i fase II (år 2022 og derover) af forbedret detektorpræstation ved pseudorapiditeter i intervallet 2,5 til 5. Der er potentiale for signifikant øget accept i over et dusin processer af høj interesse, herunder H & # 8594 4 & # 956 og vektor boson-fusionsstråler fra HWW-begivenheder. ITK-simuleringen er central for indsatsen, da udvidet sporingsdækning er den primære driver for alt uden for trackeren. Således er Igors mål at udvikle en opkrævningsmodel til ITK inklusive denne mulige udvidelse. Modellen beskriver den opladning, der genereres på grund af energitab (dE / dx) langs sporstien i sensorens udtømte volumen. Igor inkorporerer i modellen effekter inklusive (1) indvirkning af Lorentz vinkel på ladningsdrift, (2) position udstrygning på grund af en termisk diffusion, (3) støj oven på ladningssignalet, (4) krydstale induceret fra andre pixel og (5) strålingsskadevirkninger inklusive delvis udtømning, opladning og øget skudstøj, hvilket fører til nedbrydning af hiteffektivitet. For at simulere en tids-over-tærskelmåling beregnes et tidsstempel for hver pixel over tærsklen under hensyntagen til gebyrafhængig tidsvandring og triggerafhængige forskydninger. Den hidtil usete ophobning og stråling i fase II-æraen gør tidligere modeller utilstrækkelige.

I 2015 vil Igor udvikle baseline-afgiftsmodellen og lede et lille team, der implementerer den i ITK-simuleringssoftwaren. Han vil bruge denne software til at analysere detektorens ydeevne for et spektrum af konfigurationer af pixelhøjde, sensortykkelse osv. Han vil spille en førende rolle ved teststrålens kørsler for at indsamle de eksperimentelle data, der er nødvendige for modeludviklingen. I 2016 vil Igor udvide og forfine modellen gennem sammenligninger med hans stråletest l-data. I 2017 vil han færdiggøre strålingsskadefaktorerne og lede forberedelsen af ​​denne del af ITK TDR. År 2018 bringer starten på pixel-forproduktion med tilhørende indsats fra Igor på stråletest og yderligere simulering for at optimere teknik- og omkostningsspørgsmål. Selvom dette helt sikkert vil gavne ATLAS, er indsatsen på afgiftsmodellen tilstrækkelig generel til, at den også kan anvendes til andre fremtidige tracker-applikationer. Indsatsen vil kræve halvdelen af ​​hans tid i løbet af 2015-19.


Astrofotografi: Lad os blive lineære

Af: Richard S. Wright Jr. 14. december 2018 0

Få artikler som denne sendt til din indbakke

Lineæritet - et mål for, hvordan en detektor akkumulerer lys - er vigtig for at få mest muligt ud af dine astrobilleder, og det er ikke så kompliceret som det lyder.

Umanipulerede data fra et CCD- eller CMOS-kamera (dette inkluderer DSLR'er) er typisk lineære (eller næsten lineære). Det er vigtigt, at mange af vores billedforbedringer finder sted, mens dataene stadig er lineære, og det er virkelig vigtigt for det videnskabelige samfund, at dataene forbliver lineære for at være af mange slags (men ikke alle slags) videnskabelig værdi. Så hvad betyder dette: dataene er lineære?

Hvis du kan købe frugt, kan du lave grundlæggende algebra. Du kan også forstå lineære data.
Richard S. Wright, Jr.

Tid til en kort matematik lektion. Frygt ikke, jeg kan forsikre dig om, at du er klar til opgaven. Jeg så et meme for nylig på Facebook, “Kom folk ... hvornår var sidste gang du rent faktisk brugt algebra i din rigtige hverdag? "

Det er ikke så hårdt eller skræmmende folk, det er ret simpelt. Her er et eksempel fra den virkelige verden: Hvis du normalt køber to æbler, og din ægtefælle beder dig om at købe dobbelt så mange æbler denne gang, hvor mange æbler køber du da?

Her er en anden: Hvis du spiser et æble om dagen, hvor mange æbler spiser du om syv dage?

Lad os gøre det virkelig svært! Hvad hvis du spiser to æbler om dagen i 7 dage?

Tillykke, du har lige lavet algebra. Ikke kun det, du forstår let al den matematik, du har brug for, for at forstå, hvad folk taler om, når de diskuterer lineære data. Okay, jeg strækker muligvis definitionen af ​​algebra en anelse, men hej, løs for x, løse for æbler ... samme forskel! Vær ikke bange for de store matematiske ord, du har dette.

En kamerasensors hovedopgave er at tælle lysfotoner. Hvis 10 fotoner falder på en pixel, I en perfekt verden ville aflæsningen for den pixel være 10. Desværre er der noget lystab på grund af en måling kaldet "quantum efficiency" (QE), der bestemmer, hvor effektiv chippen er til at tælle fotoner. Hvis QE kun er 50%, tæller chippen kun halvdelen af ​​de fotoner, der når den. Nogle rigtig avancerede chips har en QE omkring 95%, men de fleste amatør-astrofotografikameraer ligger i intervallet omkring 50% til 75% QE.

Et grafisk lineært forhold er bare en lige linje.
Richard S. Wright, Jr.

En af de vigtigste fordele ved elektroniske sensorer i forhold til tidligere kemiske film er, at de optager lys lineært (og er mange gange mere følsomme over for lys end de fleste film). For eksempel, hvis du dumper dobbelt så meget lys i en sensor, får du dobbelt så meget signal (selv når du tegner dig for tabet på grund af QE). Dette er et lineært forhold. Ta-da! Det samme var ikke tilfældet med film, der led under “reciprocity fiasko”Hvor mere og mere lys simpelthen ikke syntes at skubbe tingene videre på filmen. Så for fotografering med svagt lys og lang eksponering af enhver art vinder silicium hænderne ned.

Så hvorfor er linearitet vigtig? Nå en række grunde. For det første betyder det, at du kan udsætte længere tid og samle mere signal. Udsæt dobbelt så længe, ​​få to gange signalet. Det alene er en temmelig big deal, som vi ofte tager for givet i dag. For det andet er dataene mere nyttige til visse typer videnskab. Lad os sige, at du har optaget en supernova i dit billede. Du kan måle fotonantællingerne for den pixel, supernovaen blev optaget på, og sammenligne den med en nærliggende stjerne med en kendt lysstyrke. Hvis en stjernes lysstyrke er 10 æbler, og supernovaen er 100 æbler, så ved du, at supernovaen er 10 gange så lys som stjernen. Ups. . . Jeg mener ADU'er (analog-til-digitale enheder), ikke æbler. Får du min drift?

En supernova kan overskue sin modergalakse, og vi har brug for lineære data for at måle dens lysstyrke.
Richard S. Wright, Jr.

Det samme gælder for studier med variabel stjerne. Mange stjerner svinger i deres lysstyrke, og vi ser dem og måler deres lysændringer over tid. Den eneste måde at gøre dette nøjagtigt på er at have en referencelysstyrke for hvert billede af den variable stjerne, og denne reference er normalt nærliggende stjerner med kendt lysstyrke. Hvis vores sensorer ikke er lineære, kan vi ikke være sikre på, at der er en lineær skala mellem disse to lyskilder i vores billede.

Når det kommer til billedbehandling, fungerer mange af de algoritmer, som vi bruger til at få et visuelt tiltalende astrofoto til at fungere bedst, når dataene stadig er i en lineær tilstand. Linjæriteten af ​​dine data har forresten intet at gøre med, hvorfor det kan se mørkt ud, det er et helt andet emne, og jeg vil tale om at strække en anden gang. Der vil være mere matematik, men jeg vil se, om jeg ikke kan arbejde nogle æbler i det.

Der er et par ting, vi skal føje til denne diskussion. Data fra kameraet skal kalibreres korrekt, hvis du forventer, at dine data er helt lineære. Du er nødt til at trække en mørk ramme for at fjerne det mørke strømforskydning og forspændingssignal, der findes i hvert billede. Du skal også kalibrere korrekt med lejligheder for at udjævne virkningerne af vinjettering eller andre lyshindringer (såsom støvkaniner i din optiske sti).

Her er også et par andre factoids: De fleste CCD'er i kommercielt producerede astronomiske kameraer er ikke lineær over hele signalområdet. Da de nærmer sig mætning (alle æblerne, der passer ind i pixel), begynder de at miste linearitet. Hver chip varierer, men typisk fungerer det lineære område, indtil pixlerne er omkring to tredjedele fulde (det vil sige to tredjedele af detektorens fulde brøndkapacitet). Disse detektorer er kendt som anti-blomstrende chips, fordi de inkluderer en anti-blomstrende gate, der bløder ud af fotoner, når pixelen nærmer sig mætning.

Sensorer uden anti-blomstrende kredsløb, der er ansvarlige for striberne i dette billede, er mere følsomme og mere lineære.
Tom Bisque

CCD'er uden en anti-blomstrende port er mere følsomme (har højere QE) og er lineære over hele deres følsomhedsområde hele vejen, indtil de er fuldt mættede. De spilder derefter den ekstra afgift på tilstødende pixels (som eksemplet til højre).Det er det anti-blomstrende kredsløb i de fleste forbruger-CCD'er, der sænker sensorens QE og er også ansvarlig for den ikke-linearitet øverst i deres rækkevidde. Så de "ikke-anti-blomstrende" CCD'er værdsættes af det videnskabelige samfund af denne grund.

CMOS, det gyldne barn i det 21. århundredes fotografering, har et linearitetsproblem, og mange CMOS-chips er ikke-lineære over et større område af lysstyrkeværdier end en sammenlignelig CCD. Spørg producenten om lineariteten af ​​deres chip, eller Google det, inden du bruger CMOS til videnskabelige målinger. Din chip behøver ikke at være perfekt lineær til videnskabeligt arbejde, men du behøver at vide, hvor store dine fejl kan være.

Fladfeltkalibreringsrammer fungerer kun, hvis de er lineære. Dette betyder, at du er nødt til at trække en mørk ramme fra dine flade feltrammer, for at de kan fungere korrekt. Det er også vigtigt at sørge for, at ADU-tællingerne for dine flade felter forbliver i sensorens lineære område, og at alt det signal, du vil korrigere, også ligger i det lineære område. Igen bør du spørge producenten af ​​dit kamera om det optimale rækkevidde, der skal bruges til dit kamera.

Jeg efterlader dig med denne drille i næste måned. Strakte data kan stadig være lineære!


Indhold

Ordet pixel er en kombination af pix (fra "billeder", forkortet til "billeder") og el (til "element") lignende formationer med 'el ' inkluderer ordene voxel [4] og texel. [4] Ordet pix dukkede op i Bred vifte magasinoverskrifter i 1932, som en forkortelse for ordet billeder, med henvisning til film. [5] I 1938 blev "pix" brugt med henvisning til stillbilleder af fotojournalister. [6]

Ordet "pixel" blev først udgivet i 1965 af Frederic C. Billingsley fra JPL for at beskrive billedelementerne fra scannede billeder fra rumsonder til Månen og Mars. [7] Billingsley havde lært ordet af Keith E. McFarland på Link Division of General Precision i Palo Alto, der igen sagde, at han ikke vidste, hvor det stammer fra. McFarland sagde ganske enkelt, at det var "i brug på det tidspunkt" (ca. 1963). [6]

Begrebet "billedelement" stammer fra de tidligste dage med tv, for eksempel som "Bildpunkt"(det tyske ord for pixel, bogstaveligt talt 'billedpunkt') i det tyske patent fra Paul Nipkow fra 1888. Ifølge forskellige etymologier, den tidligste offentliggørelse af udtrykket billedelement selv var i Trådløs verden magasin i 1927, [8] skønt det var blevet brugt tidligere i forskellige amerikanske patenter indgivet så tidligt som i 1911. [9]

Nogle forfattere forklarer pixel som billedcelle, så tidligt som i 1972. [10] I grafik og i billed- og videobehandling, pel bruges ofte i stedet for pixel. [11] F.eks. Brugte IBM det i deres tekniske reference til den originale pc.

Pixels, forkortet "px", er også en måleenhed, der ofte bruges i grafik og webdesign, svarende til ca. 1/96 inch (0,26 mm). Denne måling bruges til at sikre, at et givet element vises i samme størrelse, uanset hvilken skærmopløsning der vises. [12]

Pixilation, stavet med et sekund jeg, er en ikke-beslægtet filmteknik, der daterer sig til begyndelsen af ​​biografen, hvor levende skuespillere stilles ramme for ramme og fotograferes for at skabe stop-motion-animation. Et arkaisk britisk ord, der betyder "besiddelse af spiritus (pixies)", er udtrykket blevet brugt til at beskrive animationsprocessen siden begyndelsen af ​​1950'erne er forskellige animatorer, herunder Norman McLaren og Grant Munro, krediteret med popularisering. [13]

En pixel betragtes generelt som den mindste enkeltkomponent i et digitalt billede. Definitionen er dog meget kontekstafhængig. F.eks. Kan der være "trykte pixels" på en side eller pixels, der bæres af elektroniske signaler, eller repræsenteres af digitale værdier, eller pixels på en displayenhed eller pixels i et digitalt kamera (fotosensorelementer). Denne liste er ikke udtømmende, og afhængigt af kontekst inkluderer synonymer pel, prøve, byte, bit, prik og plet. Pixels kan bruges som en måleenhed, såsom: 2400 pixels pr. tomme, 640 pixels pr. linje eller med en afstand på 10 pixels fra hinanden.

Målene prikker pr. Tomme (dpi) og pixels pr. Tomme (ppi) bruges undertiden om hinanden, men har forskellige betydninger, især for printerenheder, hvor dpi er et mål for printerens tæthed af placering (f.eks. Blækdråbe). [14] For eksempel kan et fotografi af høj kvalitet blive udskrevet med 600 ppi på en 1200 dpi inkjetprinter. [15] Endnu højere dpi-tal, såsom de 4800 dpi, der er citeret af printerproducenter siden 2002, betyder ikke meget med hensyn til opnåelig opløsning. [16]

Jo flere pixels der bruges til at repræsentere et billede, jo tættere kan resultatet ligne originalen. Antallet af pixels i et billede kaldes undertiden opløsningen, selvom opløsning har en mere specifik definition. Pixeloptællinger kan udtrykkes som et enkelt tal, som i et "tre-megapixel" digitalkamera, der har nominelt tre millioner pixels eller som et par tal, som i et "640 x 480 display", som har 640 pixels fra side til side og 480 fra top til bund (som i et VGA-display) og har derfor et samlet antal på 640 × 480 = 307.200 pixels eller 0,3 megapixels.

Pixlerne eller farveeksemplerne, der danner et digitaliseret billede (såsom en JPEG-fil, der bruges på en webside) kan muligvis ikke være i en-til-en-korrespondance med skærmpixels, afhængigt af hvordan en computer viser et billede. I databehandling kaldes et billede sammensat af pixels som en bitmappet billede eller a rasterbillede. Ordet raster stammer fra tv-scanningsmønstre og er i vid udstrækning brugt til at beskrive lignende halvtonetryk- og opbevaringsteknikker.

Prøveudtagningsmønstre Rediger

For nemheds skyld er pixels normalt arrangeret i et almindeligt todimensionelt gitter. Ved at bruge dette arrangement kan mange almindelige operationer implementeres ved ensartet at anvende den samme operation på hver pixel. Andre arrangementer af pixels er mulige, hvor nogle samplingsmønstre endda ændrer formen (eller kernen) for hver pixel på tværs af billedet. Af denne grund skal der udvises forsigtighed, når man erhverver et billede på en enhed og viser det på en anden, eller når man konverterer billeddata fra et pixelformat til et andet.

    bruger typisk et forskudt gitter, hvor de røde, grønne og blå komponenter samples på lidt forskellige steder. Subpixel-gengivelse er en teknologi, der udnytter disse forskelle for at forbedre gengivelsen af ​​tekst på LCD-skærme.
  • Langt størstedelen af ​​farvekameraer bruger et Bayer-filter, hvilket resulterer i et regelmæssigt pixelgitter, hvor farve af hver pixel afhænger af dens position på gitteret.
  • En clipmap bruger et hierarkisk samplingsmønster, hvor størrelsen på understøttelsen af ​​hver pixel afhænger af dens placering inden for hierarkiet.
  • Skævede gitre bruges, når den underliggende geometri er ikke-plan, såsom billeder af jorden fra rummet. [17]
  • Brugen af ​​ikke-ensartede net er et aktivt forskningsområde, der forsøger at omgå den traditionelle Nyquist-grænse. [18]
  • Pixels på computerskærme er normalt "firkantede" (dvs. har lige vandret og lodret samplingshøjde) pixels i andre systemer er ofte "rektangulære" (dvs. har ulige vandrette og lodrette samplingshøjde - aflang form), ligesom de er digitale videoformater med forskellige billedformater, f.eks. de anamorfe widescreenformater i Rec. 601 digital videostandard.

Opløsning af computerskærme Rediger

Computere kan bruge pixels til at vise et billede, ofte et abstrakt billede, der repræsenterer en GUI. Opløsningen af ​​dette billede kaldes skærmopløsningen og bestemmes af computerens skærmkort. LCD-skærme bruger også pixels til at vise et billede og har en naturlig opløsning. Hver pixel består af triader, hvor antallet af disse triader bestemmer den oprindelige opløsning. På nogle CRT-skærme kan strålefejningshastigheden være fast, hvilket resulterer i en fast, naturlig opløsning. De fleste CRT-skærme har ikke en fast strålefejningshastighed, hvilket betyder, at de slet ikke har en oprindelig opløsning - i stedet har de et sæt opløsninger, der understøttes lige så godt. For at producere de skarpeste billeder, der er mulige på en LCD, skal brugeren sikre, at skærmopløsningen på computeren svarer til skærmens oprindelige opløsning.

Opløsning af teleskoper Rediger

Pixelskalaen, der anvendes i astronomi, er vinkelafstanden mellem to objekter på himlen, der falder en pixel fra hinanden på detektoren (CCD eller infrarød chip). Skalaen s målt i radianer er forholdet mellem pixelafstanden s og brændvidde f af den foregående optik, s=p / f. (Brændvidden er et produkt af brændviddeforholdet efter diameteren af ​​det tilknyttede objektiv eller spejl.) Fordi s udtrykkes normalt i enheder af buesekunder pr. pixel, fordi 1 radian er lig med 180 / π * 3600≈206.265 buesekunder, og fordi diametre ofte er angivet i millimeter og pixelstørrelser i mikrometer, hvilket giver en anden faktor på 1.000, citeres formlen ofte som s = 206p / f.

Bits per pixel Rediger

Antallet af forskellige farver, der kan repræsenteres af en pixel, afhænger af antallet af bits pr. Pixel (bpp). Et 1 bpp-billede bruger 1-bit til hver pixel, så hver pixel kan være enten til eller fra. Hver ekstra bit fordobler antallet af tilgængelige farver, så et billede med 2 bpp kan have 4 farver og et 3 bpp-billede kan have 8 farver:

  • 1 bpp, 2 1 = 2 farver (sort / hvid)
  • 2 bpp, 2 2 = 4 farver
  • 3 bpp, 2 3 = 8 farver
  • 4 bpp, 2 4 = 16 farver
  • 8 bpp, 2 8 = 256 farver
  • 16 bpp, 2 16 = 65.536 farver ("Highcolor")
  • 24 bpp, 2 24 = 16.777.216 farver ("Truecolor")

For farvedybder på 15 eller flere bits pr. Pixel er dybden normalt summen af ​​de bits, der er allokeret til hver af de røde, grønne og blå komponenter. Highcolor, der normalt betyder 16 bpp, har normalt fem bits til rød og blå hver og seks bits for grøn, da det menneskelige øje er mere følsomt over for fejl i grønt end i de to andre primære farver. Til applikationer, der involverer gennemsigtighed, kan de 16 bits opdeles i fem bit hver af rød, grøn og blå, med en bit tilbage for gennemsigtighed. En 24-bit dybde tillader 8 bit pr. Komponent. På nogle systemer er 32-bit dybde tilgængelig: det betyder, at hver 24-bit pixel har ekstra 8 bit til at beskrive dens opacitet (med henblik på at kombinere med et andet billede).

Underpixler Rediger

Mange skærm- og billedoptagelsessystemer er ikke i stand til at vise eller registrere de forskellige farvekanaler på samme sted. Derfor er pixelgitteret opdelt i enkeltfarveregioner, der bidrager til den viste eller registrerede farve, når de ses på afstand. I nogle skærme, såsom LCD-, LED- og plasmaskærme, er disse enkeltfarveregioner separat adresserbare elementer, der er blevet kendt som underpixels, for det meste RGB-farver. [19] For eksempel deler LCD-skærme typisk hver pixel lodret i tre subpixels. Når den firkantede pixel er opdelt i tre subpixels, er hver subpixel nødvendigvis rektangulær. I displayindustriens terminologi kaldes subpixels ofte som pixel, [ af hvem? ] da de er de grundlæggende adresserbare elementer i et synspunkt om hardware og dermed pixel kredsløb hellere end subpixelkredsløb anvendes.

De fleste digitalkamera billedsensorer bruger enfarvede sensorregioner, for eksempel ved hjælp af Bayer-filtermønsteret, og i kameraindustrien er disse kendt som pixels ligesom i displayindustrien, ikke underpixels.

For systemer med subpixels kan to forskellige tilgange benyttes:

  • Underpixlerne kan ignoreres, med pixel i fuld farve behandles som det mindste adresserbare billedelement eller
  • Underpixlerne kan medtages i gengivelsesberegninger, hvilket kræver mere analyse og behandlingstid, men kan i nogle tilfælde tilsyneladende producere overlegne billeder.

Denne sidstnævnte fremgangsmåde, der betegnes som gengivelse af subpixel, bruger viden om pixelgeometri til at manipulere de tre farvede subpixels separat, hvilket giver en stigning i den tilsyneladende opløsning af farvedisplay. Mens CRT-skærme bruger rødgrøn-blå-maskerede fosforområder, dikteret af et mesh-gitter kaldet skyggemasken, ville det kræve et vanskeligt kalibreringstrin for at blive justeret med den viste pixelraster, og CRT'er bruger i øjeblikket ikke subpixel-gengivelse.

Begrebet subpixels er relateret til prøver.

EN megapixel (MP) er en million pixels, udtrykket bruges ikke kun for antallet af pixels i et billede, men også til at udtrykke antallet af billedsensorelementer i digitale kameraer eller antallet af displayelementer på digitale skærme. For eksempel bruger et kamera, der fremstiller et 2048 × 1536 pixelbillede (3.145.728 færdige billedpixels) typisk et par ekstra rækker og kolonner af sensorelementer og siges almindeligvis at have "3,2 megapixel" eller "3,4 megapixel", afhængigt af om det rapporterede antal er det "effektive" eller det "samlede" antal pixel. [20]

Pixel bruges til at definere opløsningen på et foto. Fotoopløsning beregnes ved at multiplicere bredden og højden på en sensor i pixel.

Digitale kameraer bruger lysfølsom elektronik, enten opladningskoblet enhed (CCD) eller komplementær metaloxid-halvleder (CMOS) billedsensorer, der består af et stort antal enkelt sensorelementer, der hver registrerer et målt intensitetsniveau. I de fleste digitale kameraer er sensorarrayet dækket af et mønstret farvefiltermosaik med røde, grønne og blå områder i Bayer-filterarrangementet, så hvert sensorelement kan registrere intensiteten af ​​en enkelt primær lysfarve. Kameraet interpolerer farveoplysningerne til nærliggende sensorelementer gennem en proces kaldet demosaicing for at skabe det endelige billede. Disse sensorelementer kaldes ofte "pixels", selvom de kun optager 1 kanal (kun rød eller grøn eller blå) af det endelige farvebillede. Således skal to af de tre farvekanaler for hver sensor interpoleres og en såkaldt N-megapixel kamera, der producerer et N-megapixelbillede, leverer kun en tredjedel af den information, som et billede af samme størrelse kan få fra en scanner. Således kan visse farvekontraster se mere uklar ud end andre afhængigt af tildelingen af ​​de primære farver (grøn har dobbelt så mange elementer som rød eller blå i Bayer-arrangementet).

DxO Labs opfandt Perceptual MegaPixel (P-MPix) til at måle den skarphed, som et kamera producerer, når det parres med en bestemt linse - i modsætning til MP, som en producent angiver for et kameraprodukt, som kun er baseret på kameraets sensor. Den nye P-MPix hævder at være en mere nøjagtig og relevant værdi for fotografer at overveje, når de vejer kameraets skarphed. [21] Fra midten af ​​2013 har Sigma 35 mm f / 1.4 DG HSM-objektiv monteret på en Nikon D800 den højest målte P-MPix. Men med en værdi på 23 MP tørrer den stadig mere end en tredjedel af D800's 36,3 MP-sensor. [22] I august 2019 udgav Xiaomi Redmi Note 8 Pro som verdens første smartphone med 64 MP kamera. [23] Den 12. december 2019 udgav Samsung Samsung A71 med også et 64 MP kamera. [24] I slutningen af ​​2019 annoncerede Xiaomi den første kameratelefon med 108MP 1 / 1,33-tommer på tværs af sensor. Sensoren er større end det meste af brokamera med 1 / 2,3-tommer tværs sensor. [25]

En ny metode til at tilføje megapixel er blevet introduceret i et Micro Four Thirds System-kamera, der kun bruger en 16 MP-sensor, men kan producere et 64 MP RAW (40 MP JPEG) -billede ved at lave to eksponeringer, skifte sensoren med en halv pixel mellem dem. Ved hjælp af et stativ til at tage niveau multi-shots inden for en instans genereres de flere 16 MP-billeder derefter til et samlet 64 MP-billede. [26]


Detektor Pixel Geometri? - Astronomi

I dette arrangement hviler tre kugleformede understøtninger i henholdsvis en kegle og rille og på et fladt panel på en fast ramme. Formelt skal keglehullet være trekantet for at sikre kun tre kontaktpunkter med kuglen, men ofte bruges en konisk form til fremstilling af enkelhed. Keglen begrænser de tre translationelle frihedsgrader, rillen begrænser to rotationsgrader for frihed, og fladen begrænser den tredje rotationsfrihedsgrad. I denne type kinematisk montering er der noget "krydstale" eller kobling mellem de lineære og roterende akser under justering.

Capstan-justering

Capstans er fastspændt med M5-bolte, og det er dette arrangement, der holder kryostaterne på plads. Alle tre M5-bolte i en kryostat bør aldrig løsnes helt samtidigt, hvilket vil få kryostaten til at falde. M5-boltene har erstattet de originale håndspændte, riflede messingknapper. Ved at stramme disse bolte med en momentskruetrækker altid med det samme drejningsmoment (3Nm) efter hver justeringscyklus af capstans, er stabiliteten og repeterbarheden af ​​kryostatindretningen forbedret betydeligt.

Momentskruetrækkeren opbevares i det udskiftelige optiske skab i en tydeligt markeret kasse. For at bruge det skal du først indsætte hex-bit M5-størrelse (markeret med grønt blæk) i skruetrækkerens fatning. Skruetrækkeren kan derefter bruges på to måder (jeg) roterer den direkte ved hjælp af håndgrebet, som du ville gjort med en normal skruetrækker, og (ii) ved at fastgøre skraldehåndtaget til dets øverste ende og dreje håndtaget frem og tilbage. I begge tilfælde når et moment på 3Nm er nået, kobles den momentbegrænsende kobling ud, hvilket sikrer, at yderligere drejningsmoment ikke kan anvendes. Når du bruger skraldehåndtaget, indstilles drejningsmomentkoblingen (mod uret for at løsne, med uret for at stramme) korrekt ved at skifte den forsølvede knap bag på skraldehåndtaget. Kontroller altid, at drejningsmomentgrænsen er indstillet til 3Nm 1, inden du bruger skruetrækkeren til at stramme løfteboltene, og i brug skal du holde skruetrækkeren godt justeret med hver M5-bolts rotationsakse for at sikre, at det strammes til et ensartet moment.

For at justere en nøgle løsnes først unbrakonlåsen med en unbrakonøgle (3 mm, gemt i samme kasse som momentskruetrækkeren). Mens du understøtter kryostaten med den ene hånd, skal du derefter løsne capstan's M5-bolt ved hjælp af momentskruetrækkeren, så capstanen let kan drejes. Hvis der anvendes store justeringer på en capstan, f.eks. mere end en kvart omdrejning, løsnes også M5-boltene på de to andre capstans let for at forhindre ophobning af mekanisk spænding (lille justeringer af en capstan kan udføres ved kun at løsne M5-bolten). Capstan-klemmerne skal strammes igen ved hjælp af momentskruetrækkeren efter hver justeringscyklus i rækkefølgen A, B, så C dette begrænser de fleste frihedsgrader hurtigst. Husk at stramme alle unbrakonbolte igen efter endelig justering af capstans.

1 Dette gøres ved at indsætte unbrakonøglen (placeret i kassen) i stikket i enden af ​​skruetrækkers håndgreb og dreje skruenøglen for at placere markøren på nøgleskalaen ved 3Nm. Hvis du er i tvivl, søg hjælp.

Kryostat og detektorgeometri

Denne forståelse af kryostat-CCD-geometrien hjælper med at definere ændringer i koefficienter i rotations- og vippesætningsskripter, når en ny detektor er i drift. F.eks. Ved idriftsættelse af den røde arm backup-detektor, Red + 2, blev laboratoriebilleder taget med den vendt langs dens korte akse sammenlignet med billeder taget med Red + detektoren. Heraf følger trivielt, at tegnet på rotationskoefficienten er forskelligt for de to detektorer. Da detektorernes korte akser svarer til den rumlige retning og justeringer af B capstan vil kun vippe kryostaten i den rumlige retning, tegnet på koefficienten for B capstan i tilt setup-scriptet skal også være forskelligt mellem disse to detektorer.

Kryostatjustering - rotation, tilt og fokus

  • Det optimale fokus ligger inden for det anastigmatiske område (& plusmn2500 & # 956 fra autokollimeringspositionen) med fin fokusjustering af kollimatoren
  • Detektoren er justeret med enten spalts- eller spredningsakserne. Normalt er CCD-rækkerne justeret med den rumlige retning, dvs. buelinjer, og derfor himmellinjer, er justeret langs detektorrækkerne
  • Detektoren er ikke vippet i forhold til fokalplanet, dvs. fokus er ensartet over detektorens fulde oplyste omfang
  • Optimal spektral opløsning bør ikke nedbrydes med mere end "et par procent" ved tilbageværende forskydning

Justering af rotation udføres ved hjælp af lysbueeksponeringer (for at justere buelinjer med CCD-rækkerne), og justering af detektorhældning i forhold til fokalplanet og fokus på detektoren udføres ved hjælp af en Hartmann-test. Der er tilvejebragt IRAF-scripts, der analyserer buer og Hartmann-buer og rådgiver kvantitativt om specifikke justeringer af rotationsmikrometer, capstans og kollimatorfokus for at bestemme den optimale kryostatjustering.

Rotation

De spektrale og rumlige retninger er ikke ortogonale i nogen af ​​ISIS-rotation af kryostaten for at tilpasse den geografiske retning med detektorrækkerne, hvilket naturligvis forenkler himmelubtraktion og er standardopsætningen, betyder at spektralretningen derefter ikke er nøjagtigt justeret med detektorkolonnerne. Denne fejljustering er & sim0.3-0.4 grad for alle gitre med undtagelse af R158B (& sim0.2 grad) og R158R og R316R (& sim0.5 grad).

God tilpasning af spredningsretningen med detektoren kolonner hjælper med at spore spektrene af meget svage punktmål uden signifikant nedbrydning af signal til støj ved ekstraktionsprocessen. Derfor kan observatører i sjældne tilfælde i stedet anmode om at have spektralretningen godt justeret med detektorkolonnerne. Dette opnås ved at tage et kontinuerligt lampespektrum med den smalle 0,3 "dekker indsat (standard dekker slide, position 2) og køre rotationsscriptet i mode 2 (wolfram lampe).

Præcis tilpasning af spektrumsporingen med detektorkolonner opretholdes imidlertid ikke på himlen, fordi ISIS ikke har en ADC, og derfor vil atmosfærisk differentiel refraktion konspirere for at justere spektrumsporet forkert som en funktion af observeret zenithafstand, spektral dækning og spalteorientering i forhold til lodret. For eksempel er zenithafstand 50-graders lys med bølgelængde 3500 & Aring spredt af & sim1.4 "i lodret retning i forhold til lys med bølgelængde 5000 & Aring. Dette svarer til 7 EEV12-pixels i detektorens rumlige retning, når spalten er orienteret lodret.

Hældning og groft fokus - Hartmann test

IRAF tilt-scriptet, isis_tilt.cl, tager derefter disse to billeder som input sammen med positionerne for tre buelinjer jævnt fordelt langs detektorens spredningsakse. Dette script ekstraherer spektre i ni små vinduer adskilt både spektralt og rumligt inden for hvert billede, krydskorrelerer disse spektre mellem de to Hartmann-eksponeringerog returnerer pixelskift (S1-S2) for hver af de ni positioner over detektorens oplyste område. Disse forskydninger bruges derefter til at beregne forskydninger for de capstan-positioner, hvormed kryostathældningen eller det grove fokus kan justeres, og scriptet giver "ekspertråd" om, hvilken justering der skal foretages. Et typisk output af tilt-scriptet er: Igen måles pixelforskydninger på Hartmann-bueparret og er de grundlæggende målinger af tilt- og fokusfejl, capstan-offsets beregnes ved hjælp af en skalafaktorkonvertering og, som i tilfælde af rotation, kan være vildledende lejlighedsvis. Det gennemsnitlige Hartmann-skift er gennemsnittet af de ni individuelle skift og er et mål for det samlede fokus, og Hartman-skift øverst-nederst og til højre er forskellene i de 3 Hartmann-skift målt ved det rumlige og spektrale ekstreme af detektoren, og derfor er målinger af detektorhældning i disse akser. Hvis nogle af de målte pixelskift er "absurde" store, har du sandsynligvis valgt en lav SNR eller endda en mættet spektral linje eller muligvis en dublet (scriptet udsender en advarsel).

Bemærk, at med teleskopet parkeret ved zenith er spredningsretningen i hver arm vandret. Som nævnt i udgangen af ​​tilt-scriptet henviser "top-bund" -pixelskift til den rumlige retning (dvs. "op-ned" ved kryostaten, ikke på billedvisningen). For punktmål er hældning i spredningsretningen ("venstre-højre") generelt vigtigere end i den rumlige retning.

Finjustering af spektrograffokus

En forskydning af kollimatorfokuset bør ikke tage det uden for dets anastigmatiske rækkevidde, ellers ville de-kollimering af strålen, der falder ind på gitteret, få det bedste fokus på spektrale linjer til at nedbryde rumlige opløsning (og signal-til-støj). Hvis det justerede kollimatorfokus ville være astigmatisk, skal du i stedet flytte de tre capstans (hver i samme retning som angivet af tilt-scriptet, muligvis mere end en omgang). Tag et nyt sæt af Hartmann-eksponeringer, og kør tilt-scriptet igen. Kontroller pixelforskydningerne for de ni vinduer, og sammenlign med de tidligere værdier, du kan nemt se, om den anbefalede capstan-forskydning var i den rigtige forstand.

Et typisk output af fokus-scriptet er: For at justere kollimatoren i henhold til anbefalingen fra fokus-scriptet anvendes den anbefalede forskydning til den aktuelle fokusindstilling. Anvendelse af forskydninger på & sim200 mikron eller derunder medfører en ubetydelig forbedring i spektral opløsning.

Anbefalinger

  • Sørg først for, at kollimatorerne er tæt på midten af ​​deres anastigmatiske områder, idet der tages højde for forskydninger på grund af optiske elementer i lysstien.
  • for det andet korrekt for det samlede Hartmann-skift, dvs. sikre, at spektrograffokuset er rimeligt godt. Dette kræver muligvis kun en kollimatorfokusjustering, så kontroller fokus med IRAF-fokus script, kollimatoren skal forblive anastigmatisk hele vejen igennem. Detektorhældning skal også være stort set OK.
  • for det tredje korrekt for kryostatrotation. For en nøjagtigt justeret kryostat sigter mod at få pixlen til at skifte mellem top og bund & lt0,5 pixel, fortrinsvis & lt0,25 pixel, hvilket svarer til en rotation på & sim1 bue-minut over hele det rumlige vindue.
  • fjerde, iterativt korrekt for venstre-højre eller top-bund-hældning eller samlet (groft fokus) skift efter "ekspert" -rådet fra scriptet. I mange tilfælde kan kollimatorfokusforskydninger (op til flere 100 mikron svarende til op til & sim1 pixel af Hartmann-skift) anvendes i stedet for den samlede justering af capstans. Efter justering af capstan (erne) eller kollimatoren skal du tage endnu et par Hartmann-buer, og kontrollere de ni pixelskift for at være sikre på, at justeringerne konvergerer, og gentag denne sekvens, indtil tiltningen på Hartmann-skift er & lt0,25 pixel eller deromkring.
  • for det femte, når pixelforskydninger øverst og nederst til højre er inden for tolerance, finjusteres fokus ved at justere kollimatoren.
  • sjette, skal du kontrollere, at vippekorrektionerne ikke har medført en ændring i rotation. Hvis de har det, skal du rette drejningen og derefter kontrollere vipperne og fokusere, så kollimatoren forbliver anastigmatisk.
  • til sidst skal du udføre en "sanity check" på opsætningen for at sikre, at der ikke er nogen resterende konfigurationsproblemer. Tag en bue, og for tre linjer, der er godt adskilt i bølgelængde, måles deres centroider og FWHM'er i tre positioner adskilt mellemrum (f.eks. Ved x & simw / 4, & simw / 2 og & sim3w / 4, hvor w er det rumlige omfang af detektorvinduet). FWHM'erne skal stå i et rimeligt forhold til den projicerede spaltestørrelse og bør ikke variere mere end ca. & sim0.1 pixel, og centroiderne målt for en given linje bør ikke variere mere end & sim1 pixel (husk, at buelinjer er buede med op til 2 pixels midt-til-kant af standardvinduet til gitter med høj opløsning). Sørg for, at den centrale bølgelængde og spektrale rækkevidde for denne bue er i overensstemmelse med gitterindstillingen ved at sammenligne den med et buelinjeatlas.

Virkningen af ​​et givet Hartmann-skift i pixels på spektralopløsningen afhænger af pixelstørrelse og af den projicerede spaltestørrelse på detektoren. Toppanelet i figur 2 viser den målte spektralopløsningsnedbrydning for en 2-pixel spalte af en TEK-detektor med 24 mikron pixels som en funktion af det gennemsnitlige Hartmann-skift (S1-S2). Nedbrydningen i opløsning stiger selvfølgelig hurtigt, når Hartmann-skiftet stiger, men er stadig kun 5%, når Hartmann-skiftet (S1-S2) = 0,5 TEK pixel.

Pixelstørrelsen på EEV12-detektoren på den blå arm er 13,5 mikron og en slidsbredde på ca. 1 buesek.

4 pixels FWHM på detektoren. I dette tilfælde viser målinger, at gennemsnitlige Hartmann-pixelskift på 1, 0,5 og 0,25 EEV12-pixel nedbryder 4-pixelopløsningen med henholdsvis 5%, 2% og & lt1% (figur 2, nederste panel). Opløsningsnedbrydning med en gennemsnitlig 0,25-pixel Hartmann-forskydning kan derfor sammenlignes med opløsningsændringen induceret af den mekaniske indstillingsnøjagtighed af spaltebredden (& sim0.02 "). Erfaringen viser også, at stramning af capstan-klemmerne manuelt kan inducere Hartmann-forskydninger på op til 0,15 EEV12 pixel. Opløsningsnedbrydning ved niveauer svarende til Hartmann-skift & lt0,25 pixel påvirkes derfor og sandsynligvis domineres af mekanisk "støj".

Anbefalingen til detektorerne EEV12 og RedPlus (15 mikron pixel) til at justere hældning og finindstille spektrograffokus med kollimatoren, indtil den gennemsnitlige, øverste-nederste og venstre-højre Hartmann-pixelforskydning hver er så lav som 0,25 pixel er helt i overensstemmelse med kravet om ubetydelig nedbrydning af optimal spektral opløsning.

De acceptable tolerancer for rotation, tilt og fokus afhænger af arten af ​​det videnskabelige program, der gennemføres, de ovennævnte er for bedst opsætning ud over hvilken der ikke er nogen væsentlig fordel. Men for eksempel skal der muligvis indgås kompromiser på servicenætter på grund af tidsbegrænsninger. Potentielle indrømmelser skal bedømmes mod videnskabsprogrammet, f.eks. hvis vinduets fulde rumlige udstrækning ikke bruges, kan rotationstolerancen lempes, og for et punktmål er god spektral hældning mere kritisk end god rumlig hældning. Ikke desto mindre skal man altid sigte mod Hartmann-skift og rotation for at være mindre end & sim1 pixel.

Rumligt fokus

På dette stadium er spalten fokuseret på og justeret med detektorerne i hver arm. Det sidste trin i opsætningen er at fokusere teleskopet på himlen, finjustere den langsgående position af det sekundære spejl, så stjernebillederne fokuseres på spalten. Dette gøres ved at erhverve en stjerne med V- eller r-størrelse ca. 9-11 på spalten og tage en række integrationer over en række fokusværdier med focusrun-scriptet. Det foretrækkes at gøre dette i den røde arm og ved lav luftmasse, hvor synet er bedre, giver dette større følsomhed over for effekten af ​​ændringer i fokus på den rumlige profil, så det optimale fokus bestemmes bedre. Integrationer skal være på 10-15 sekunder for at sikre, at udsving i synet gennemsnitliggøres, dvs. dens lave rumlige frekvenser er godt samplet.

Hvis fokus bestemt på denne måde (i mm) er Fmålt så er fokuset på teleskopet

Fanvendt = Fmålt + & DeltaF (temperatur) + & DeltaF (højde) + & DeltaF (filter) mm

hvor & DeltaF-termerne er korrektioner for teleskoptrussels temperatur, teleskophøjde og filterfokus forskydning. Temperatur- og højdekorrektionerne anvendes automatisk af TCS hele natten for at sikre, at teleskopet forbliver fokuseret på spalten, når dets miljø ændrer sig. Eksempelværdier (i mm taget fra FITS-overskrifterne i billede r2345903 på 20160412) er

Fmålt = 97.85
& DeltaF (temperatur) = 0,099
& DeltaF (højde) = 0,055
& DeltaF (filter) = 0,00

Det målte fokus for ISIS er typisk 97,85 & plusmn0,05 mm, og filterfokusforskydningen, betegnet med dF i TCS-displayet, skal være nul (men se forsigtighedsnote nedenfor). Bemærk, at FWHM for den rumlige profil ved optimalt teleskopfokus er større i den blå arm end i den røde arm på grund af (jeg) & lambda -0.2 afhængighed af at se på bølgelængde, & lambda, og (ii) udvidelse ved ladningsdiffusion i den blå arm. Denne forskel kan overstige 0,3-buesek ved bølgelængder med stor afstand.

Det er lærerigt at kvantificere "dybdeskarpheden", dvs. teleskopfokusfejlen, der kan tolereres. En ændring af & deltaF mm i sekundærens position bevæger Cassegrain-fokusplanet med en mængde, der afhænger af sekundærens krumning og afstanden fra fokusplanet. ING TN nr. 9 rapporterer, at forholdet mellem brændplanets bevægelse og sekundær spejlbevægelse er 20, det vil sige, en bevægelse af sekundæret med & deltaF mm bevæger brændplanet med 20 & gange & deltaF mm. Denne oversættelse af fokalplanet forårsager en rumlig spredning (defokus) på 20 & gange & deltaF / f# mm, hvor f#= 10,94 er brændviddeforholdet mellem strålen, der rammer spalten. Pladeskalaen ved spalten er 206265 / (D & timesf#), hvor D = 4200 mm er WHT's diameter, og derfor er det rumlige punkt spredt ved spalten, & delta & theta (i buesek), forårsaget af fokusfejl & deltaF mm er

Derfor forårsager f.eks. En fokusfejl på 0,10 mm en defokusering på 0,8 buesek, og dette niveau af fokusfejl vil dominere den rumlige profil i cirka halvdelen af ​​tiden under forudsætning af median billedkvalitet (ser og iboende PSF) af & sim0.8 buesek, og ignorerer bølgelængde og zenith-afstand afhængighed af at se. På den anden side vil en fokusfejl på 0,05 mm, der svarer til en rumlig spredningsspænding på 0,4 buesek, kun dominere den rumlige profil i ca. 15% af tiden i betragtning af fordelingen af ​​stedssyn. I praksis kan fokus måles til & sim & plusmn0.025 mm i median ser og bedre.

Advarsel: Når ACAM er i brug, anvendes en fokusforskydning for det anvendte optiske element automatisk af TCS til det sekundære spejl. Dette betyder, at ACAM-observatører kan ændre sin konfiguration uden behov for manuelt at ændre teleskopfokus for at kompensere for den fysiske tykkelse af filteret eller grismen, der er i brug.

Under visse omstændigheder kan denne fokusforskydning enten arves eller anvendes på teleskopet når ISIS bruges. Afhængigt af det optiske element kan forkert anvendt fokusforskydning medføre, at teleskopet bliver meget markant defokuseret, f.eks. Fokusforskydningen for den hyppigt anvendte ACAM-grism er -0,16 mm, svarende til en defokus, når ISIS anvendes på 1,3 buesek. En fokusfejl af denne størrelsesorden ville øge spaltetab med en 1 buesek spalte fra ca. 15% til ca. 40% i median syn (0,8 buesek) og ville dominere den rumlige profil i mere end & sim85% af tiden, givet fordelingen af site ser.

De omstændigheder, hvorunder TCS anvendes forkert af TCS, er:

(jeg) Under en ISIS-kørsel vil en rekonfiguration i dagtimerne af ACAM som f.eks. At anvende grismen medføre, at den tilsvarende fokusforskydning nedarves, når ISIS-observationer genoptages på himlen. Hvis der foretages en fokuskørsel, kompenseres forkert anvendt fokus forskudt i det målte fokus, Fmålt. Men hvis der ikke gennemføres et fokusløb, forbliver teleskopet defokuseret med en mængde, der svarer til fokusforskydningen.

(ii) Hvis ACAM under ISIS-observationer omkonfigureres i forventning om senere observationer, vil fokusforskydningen af ​​den konfigurerede optik straks blive anvendt på teleskopet, og ISIS-observationer defokuseres øjeblikkeligt.

For at afbøde denne unormale adfærd bør ISIS-observatøren (jeg) sørg for i begyndelsen af ​​natten, at dF-udtrykket i TCS-displayet ikke er indstillet til et tal, der ikke er nul, og hvis det er nødvendigt, skal OSA fjerne det (ii) konfigurer aldrig ACAM under ISIS-observation, selvom det er planlagt at bruge ACAM senere på natten.

Endelig, hvis der foretages observationer med ACAM og TCS efterfølgende skiftes til ISIS-tilstand, vil enhver anvendt ACAM-fokusforskydning (korrekt) blive fjernet. Hvis ACAM dog derefter vælges igen i TCS skal bruges i samme konfiguration den tilsvarende fokusforskydning genanvendes ikke automatisk. For at genanvende det enten handling (gearhjul) ikonet i ACAM GUI for det tilsvarende filterhjul skal aktiveres, eller optikken omplaceres eksplicit fra ICS-kommandolinjen. Hvis dette ikke er gjort, og der ikke foretages en ACAM-fokuskørsel, bliver efterfølgende ACAM-observationer defokuseret.


Forfatteroplysninger

Tilknytninger

Institut for Ingeniørfysik og Center for Astrofysik, Tsinghua Universitet, Beijing, 100084, Kina

Hua Feng, Qiong Wu, Aera Jung, Dongxin Yang, Jiahui Huang & amp Ming Zeng

Nøglelaboratorium for partikelastrofysik, Institut for højenergifysik, Kinesisk videnskabsakademi, Beijing, 100049, Kina

INFN-Pisa, Largo B. Pontecorvo 3, 56127, Pisa, Italien

Massimo Minuti, Saverio Citraro, Hikmat Nasimi, Luca Baldini, Ronaldo Bellazzini, Alessandro Brez, Luca Latronico, Carmelo Sgrò, Gloria Spandre & amp Michele Pinchera

School of Electronic and Information Engineering, Ningbo University of Technology, Ningbo, Zhejiang, 315211, Kina