D3 Astronomische Detektoren

Thema

Der CCD-Detektor (Charge-Coupled Device) ist der dominierende Detektor in der optischen und nahinfraroten Astronomie: Er wandelt einfallende Photonen mit einem Wirkungsgrad von bis zu 95 Prozent in Elektronen um und erfasst und liest diese anschließend mit höchster Präzision aus.

Die Qualität jeder Messung mit diesem Detektor wird jedoch durch mehrere Rauschquellen begrenzt, die sich gegenseitig verstärken: das statistische Rauschen des vom Beobachtungsobjekt kommenden Lichts, das Rauschen der Hintergrundhelligkeit des Himmels, das Ausleserauschen des Detektorverstärkers und der Dunkelstrom. Dieser besteht aus Elektronen, die der Detektor selbst thermisch erzeugt, auch wenn kein Licht vorhanden ist. Die Stärke dieses Dunkelstroms sinkt beim Abkühlen des Detektors stark ab. Genau deshalb werden wissenschaftliche Detektoren mit flüssigem Stickstoff oder thermoelektrischen Systemen gekühlt. Moderne komplementäre Metalloxid-Sensoren (CMO-Sensoren) erreichen bereits einen vergleichbaren Wirkungsgrad wie der CCD-Detektor und bieten zudem deutlich schnellere Auslesezeiten.

Bevor man einem wissenschaftlichen Bild, das mit einem dieser Detektoren erzeugt wurde, vertrauen kann, muss es in drei aufeinanderfolgenden Schritten korrigiert werden: Zuerst wird ein Referenzbild ohne Belichtung subtrahiert; dann ein Bild, das nur den Dunkelstrom erfasst; und schließlich wird das Ergebnis durch ein Bild dividiert, das die ungleichmäßige Reaktion jedes Pixels auf gleichmäßige Beleuchtung darstellt. Von der Umwandlung von Photonen in Elektronen, mit der dieses Dokument beginnt, bis zur abschließenden Bildkorrektur, einschließlich der Rauschquellen und der Kühlung zur Reduzierung des Dunkelstroms, hängt die Zuverlässigkeit eines astronomischen Bildes beim CCD-Detektor ebenso sehr von der Erfassung des korrekten Lichts ab wie von der Fähigkeit, alles zu subtrahieren, was kein Licht ist.

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