Residual Bulk Image

Efekt RBI je vlastností samotného CCD detektoru a nikoliv konstrukce kamery. Vyskytuje se u CCD čipů s architekturou Front-Illuminated Full-Frame (nezaměňovat s označením formátu detektoru 24 × 36 mm používaného ve fotografii, Full-Frame označuje architekturu CCD snímače bez ohledu na jeho velikost). Tzv. Back-Illuminated (zezadu osvětlované nebo také tenčené) CCD čipy tímto efektem netrpí a stejně tak u CCD detektorů s Interline-Transfer architekturou je efekt RBI potlačen během mazání CCD detektoru. Naneštěstí Back-Illuminated CCD detektory jsou dramaticky dražší než Front-Illuminated varianty (i o několik řádů) a pro většinu aplikací jsou tak nedostupné. Interline-Transfer detektory na druhé straně nenabízí takovou kvantovou účinnost, trpí vyšším temným proudem a jejich výhody (elektronická závěrka dovolující velmi krátké expozice) se u astronomických kamer příliš neuplatní, protože naprostá většina expozic je naopak velmi dlouhá. Front-Illuminated detektory jsou nejrozšířenější a s efektem RBI je tak nutno počítat.

Princip práce CCD detektoru je všeobecně znám — dopadající fotony uvolňují v křemíkovém čipu elektrony, které jsou během expozice shromažďovány v nábojových jámách (oblastech ohraničených záporným nábojem, který rovněž záporně nabitým elektronům nedovolí uniknout) tvořících body obrazu (pixely). Při vyčítání snímku jsou pak balíčky elektronů z každého pixelu postupně po čipu posouvány (přelévány do sousedních nábojových jam) až jsou nakonec jeden po druhém převedeny na napětí, digitalizovány a číselná hodnota odpovídající náboji každého pixelu je odeslána do řídicího počítače.

Ovšem v praxi bývá situace vždy složitější než je tomu u idealizovaného modelu. Ne všechny fotony jsou zachyceny v křemíku pixelů, některé z nich (zejména ty s delší vlnovou délkou) proniknou až pod matici pixelů do substrátu čipu, kde také mohou uvolnit elektrony. Tyto elektrony jsou většinou odvedeny substrátem čipu, některé ale mohou být zachyceny v oblastech nazývaných nábojové pasti (charge traps), které v substrátu CCD čipů vznikají během procesu výroby. Náboj z těchto pastí se pomalu vytrácí, naneštěstí se ale může dostávat zpět do oblasti pixelů. Pokud je tedy CCD čip následně vyčten (i bez přístupu světla), je v obraze patrný přebytek náboje v místech, kde je v nábojových pastech substrátu zachyceno nejvíce elektronů.

Vezměme například RBI efekt u CCD detektoru KAF-16803. Následující obrázek ukazuje část 180 s dlouhého temného snímku tohoto CCD čipu pořízeného při teplotě -25°C:

Tento temný snímek byl pořízen před pozorováním během čekání na úplné setmění oblohy. Kamera byla udržována potmě (se zavřenou závěrkou) asi hodinu před začátkem snímání temných snímků. Samotné čtení temných snímků bylo načasováno tak, aby bylo dokončeno před začátkem vlastního pozorování.

Na konci pozorování (mnohahodinové řadě expozic stejného pole) byl pořízen následující temný snímek. I když byl pořízen při stejné teplotě a stejným časem, jasně ukazuje mírně vyšší hodnotu temného proudu (vyšší střední jas snímku) a také zřetelné stopy hvězd. Pro srovnání je nejprve ukázána odpovídající část snímaného hvězdného pole.

Efekt RBI je na temném snímku zřetelně vidět. Mírně vyšší hodnota pozadí odpovídá velmi slabému RBI efektu způsobeného jasem pozadí (oblohy). V místě dopadu světla jasných hvězd je ale množství elektronů v substrátu výrazně vyšší a projevuje se tvorbou „duchů“ obrazů hvězd.

Jak je RBI efekt výrazný? I když lze stretch snímku nastavit tak, aby byl RBI dobře patrný, konkrétně v případě čipu KAF-16803 je střední hodnota pozadí v místě nejjasnějších „duchů“ hvězd o pouhých 14 ADU nad úrovní pozadí u 180 s dlouhého temného snímku. To je asi 1,5 násobek směrodatné odchylky čtecího šumu snímače. Bez nadsázky lze říci, že RBI je v tomto případě spíše estetický problém než že by významně ovlivňoval přesnost fotometrických nebo astrometrických měření.

Ještě výraznější je RBI patrný po snímání flat fields. U flat fields je celý čip často saturován (obzvláště pokud čekáme až se obloha dostatečně setmí při pořizování flat field za soumraku — řada snímků kompletně saturuje čip než je obloha dost tmavá, aby šlo pořídit flat field s asi 1/2 dynamického rozsahu čipu). Ukázka flat field snímku a následně pořízeného temném snímku je na následujících dvou obrázcích:

Temný snímek pořízený těsně po snímání flat field ukazuje RBI prakticky rovnoměrně po celé ploše temného snímku. Zřetelně viditelné obloukové struktury zobrazují intenzitu nábojových pastí v substrátu CCD čipu.

Shrňme tedy vlastnosti RBI efektu:

• RBI je vlastní Front-Illuminated Full-Frame CCD čipům a nelze je ovlivnit konstrukcí kamery. Samozřejmě návrh kamery může být natolik špatný, že obrazový šum RBI efekt přehluší. To ale není cílem a nelze to považovat za řešení problému.

• Intenzita RBI efektu závisí na konkrétním typu CCD čipu. Obecně je RBI výraznější u CCD s většími pixely.

• Náboj zachycený v nábojových pastích se pomalu vytrácí a stínový obraz pomalu mizí. Rychlost mizení opět závisí na konkrétním typu CCD snímače a také na teplotě.

  Naneštěstí s klesající teplotou se i zpomaluje rychlost uvolňování zachyceného náboje a tedy i mizení RBI.

• Protože je náboj zachycen pod strukturou pixelů, na rychlost mizení RBI obrazů nemá vliv je-li čip vyčítán (mazán) nebo ponechán v klidu. Pokud ale má RBI vymizet, na CCD čip samozřejmě nesmí dopadat světlo.

Jak moc a za jakých podmínek RBI ovlivňuje pozorování? To závisí na konkrétním pozorovacím programu a na možnostech jeho přizpůsobení. Také to závisí na konkrétním modelu kamery (rychlosti mizení RBI) a časových možnostech, tedy jestli je možné při změně snímaného pole počkat na vymizení RBI.

Praktické zkušenosti ukazují, že pokud je snímáno jediné pole a pozorovací program je přizpůsoben (konkrétně temné snímky jsou pořizovány po delší době, kdy je kamera v temnu mezi pořízením flat field za soumraku a začátkem pozorování po setmění), RBI pozorování vůbec neovlivňuje. Přesnost fotometrických měření není RBI ovlivněna, pokud obraz po čipu neputuje příliš rychle (expozice jsou pointovány). Jak už bylo řečeno, intenzita RBI na mnohaminutových expozicích se pohybuje spíše v jednotkách elektronů na pixel a zpravidla je hluboko pod dalšími chybami měření (vliv vysoké oblačnosti apod.).

Stejně tak u astronomické fotografie RBI naprosto neovlivní pozorování, pokud je snímán jeden objekt a expozice jsou správně pointovány. I při výměně filtrů mezi expozicemi je ovlivnění následující barvy RBI předchozí barvy nezjistitelné. Vzhledem k tomu, že trendy astronomické fotografie a snaha o co nejdokonalejší snímky vedou spíše k expozicím několika desítek hodin (řada nocí), střídání polí během jediné noci není typické.

Near-IR Preflash

V situacích, kdy je RBI nežádoucí a rušivé (např. v pozorovacím programu se bezprostředně střídají objekty jako je galaxie M31 s polem proměnných hvězd či planetek), je nutno se stínového obrazu zbavit.

Základní možnost je samozřejmě počkat na jeho vymizení. U kamer s malými pixely (~7 μm) stačí 10 až 20 minut přestávka k dostatečnému vymizení RBI.

Další alternativou vypořádání se s RBI je tzv. „NIR preflash“. Ve skutečnosti tato metoda RBI neodstraňuje, ale naopak vytváří jej rovnoměrně po celém čipu vždy před každým snímkem (ve smyslu „když nemůžeš nepřítele porazit, spoj se s ním“). Rovnoměrně ale neznamená, že intenzita RBI je stejná na celé ploše snímače. Různé části substrátu čipu jsou schopny pojmout různé množství náboje a tím se intenzita RBI liší. Velmi typické jsou obloukové struktury, které souvisí v výrobním procesem křemíkového monokrystalu, z něhož jsou CCD čipy vyráběny. Velice dobře to ilustruje temný snímek pořízený po snímání flat field (nahoře), tedy prakticky po rovnoměrném nasvícení celého čipu.

Během Preflash je celý CCD čip zaplaven světlem tak, aby byl substrát kompletně saturován. Výhodnější je použít světlo v blízké infra-červené oblasti (odtud „NIR“ Preflash), které až do substrátu proniká nejsnáze. Po saturaci čipu je celý snímač vymazán, aby se odstranil náboj z aktivních částí čipu (obrazové pixely, horizontální registr, výstupní uzel, ...) a bylo možno zahájit expozici. Vzhledem ke kompletní saturaci všech částí CCD je proces mazání nutný několikrát opakovat, jediné vymazání není dostatečné.

Pokud je výše popsaný postup (saturace + několikanásobné mazání) proveden před každým snímkem (dark, light, flat), jsou startovací podmínky stejné a při kalibraci (odečtení temného snímku) je RBI eliminován. Stínové obrazy nejsou viditelné, jakýkoliv zbytkový náboj po předešlé expozici je přehlušen zaplavením substrátu na maximální hodnotu a následě odečten v podobě temného snímku.

Přítomnost NIR Preflash elektroniky v kameře ještě nevynucuje její použití. Tato funkce je programově ovládána a stačí zadat délku Preflash na 0 sekund a kamera preflash (a ani následné opakované mazání) nebude provádět.

Ovládání NIR Preflash je v záložce Exposure nástroje CCD Camera programu SIPS.

Optimální hodnoty obou parametrů závisí na konkrétním modelu kamery, pracovní teplotě CCD apod. NIR LED v kamerách Gx používané pro Preflash jsou dostatečně výkonné, aby celý CCD saturovaly během zlomku sekundy. Doba Preflash kolem 2 až 3 s je tedy dostatečná s bohatou rezervou. Počet mazání by měl být alespoň 2×, ale konkrétní počet je opět nutno vyzkoušet, 3 až 4 mazání ještě mění intenzitu temných snímků pořízených po Preflash.

Při použití NIR Preflash je nutno vzít v úvahu časové zpoždění mezi expozicemi. Zejména u menších CCD kamer (G2-0402, G2-1600, ...) s dobou stažení snímků od zlomků sekundy do několika sekund může několikasekundový preflash a následné opakované mazání dobu mezi snímky významně prodloužit.

Podpora pro NIR Preflash je zavedena také do ovladačů CCD kamer Gx pro další programové systémy.

Použití NIR Preflash přináší i nevýhody (mimo časových prodlev mezi snímky). Náboj akumulovaný v substrátu čipu se postupně uvolňuje a přidává tak rušivý signál do snímaného obrazu. Tento signál má identické projevy jako temný proud — lze tedy říci, že po NIR Preflash (se substrátem saturovaným elektrony) vykazuje daný CCD čipy vyšší hodnoty temného proudu, než pokud je temný snímek pořizován s „prázdným“ substrátem. I pokud se temný snímek odčítá, vyšší temný proud vždy znamená vyšší šum v pozadí. Rozptyl signálu v CCD čipu odpovídá druhé odmocnině samotného signálu a tak vyšší hladina pozadí zvýší i tento rozptyl, který není odečtením temného snímku eliminován. Řešením je stejné jako v případě přirozeného temného proudu. Při použití NIR Preflash je důležité maximální chlazení CCD, aby se velikost temného proudu co nejvíce omezila.

Poznámky:

Funkce pro ovládání NIR Preflash v CCD kamerách je implementována počínaje verzí 2.1 programu SIPS. Starší verze ovládání této funkce nepodporovaly.

Podpora v ovladačích pro jiné programové systémy je uvedena v historii změn v dokumentaci patřičného ovladače. Doporučujeme stažení polední veze používaného ovladače z tohoto www serveru.

Problematika RBI je přehledně popsána např. v článku „Residual Bulk Image: Cause and Cure“ od Richarda Crispa v časopise Sky and Telescope, May 2011.