Et CCD-kamera til astronomisk brug
Vi er så vant til at tage billeder med digitale kameraer - indbygget i smartphones eller ej - at vi knap nok overvejer teknologien bag processen.
Kameraerne kan laves ekstremt små, lave billeder med meget høj opløsning og millioner af farver, bruger næsten ingen strøm og koster stort set intet.
Så hvad i alverden skal man dog med et digitalkamera, vejer omtrent et kg, kun kan tage billeder i sort-hvid, har et strømforbrug på 25-50 W, en CCD på sølle 0,4 megapixels - og oven i hatten koster flere tusinde kroner?
Simpelt nok: Sådan et kamera er - paradoksalt nok - langt bedre egnet til videnskabelige formål end de førnævnte. Det første kamera, observatoriet har fået leveret, er et SBIG ST-7XME, som illustreret herunder.
Hovedårsagen til, at et CCD-kamera til astronomisk brug vejer så meget, er, at CCD-chippen skal holdes nedkølet - og at kamerahuset skal virke som køleplade til dette formål. Det indeholder derfor også en ventilator og en solid state termoelektrisk køler. Termoelektrisk køling er en ret ineffektiv måde at køle på, hvilket bidrager til det høje strømforbrug. Til gengæld slipper man for bevægelige dele og for at have væsker til at cirkulere inden i kameraet med potentielle læk til følge.
ST-7XME-kamera set fra bagsiden. Øverst i midten ses blæseren, og på hver side af denne en studs, der muliggør vandkøling af kameraet, hvis lufttemperaturen er meget høj. Neden for studsen til venstre ses låget til et kammer (forbundet med CCD-chippens kammer), som indeholder et tørremiddel, der skal regenereres ved en tur i ovnen ca. en gang hver 6. måned. Tørremidlet er nødvendigt for at undgå kondens- eller isdannelse på CCD-chippen.
Man kunne så spørge sig selv, hvorfor det er nødvendigt at køle kameraet ned. Det skyldes, at CCD-chippen i et astronomisk kamera er langt mere følsom end dem, man finder i normale digitalkameraer - og skal anvendes til at måle på svagere signaler. Kølingen finder sted for at minimere det fænomen, der hedder 'dark current', som delvis forårsages af den termiske energi i chippen.
Udgangspunktet for fotometri er, at man ønsker at opsamle så meget lys som muligt fra kilden. Derfor er det bedre at have en detektor, der er følsom for alt lys (i hvert fald i den del af spektret, man vil undersøge), end at have en, der udelukker fotoner med bestemte bølgelængder (hvilket er tilfældet for farve-CCD-chips). Derfor er astronomiske detektorer som regel 'sort-hvide'. Det er så muligt at kombinere billeder taget under anvendelse af forskellige filtre for at opnå farvebilleder, typisk L-RGB filterkombinationen. Herunder ses et filterhjul med netop disse filtre isat.
Filterhjul med L-RGB filtre.
Filterhjulet indsættes i en karrusel, hvis bevægelser kan fjernstyres og programmeres:
Filterhjul indsat i filterhjulmodul.
Så kommer vi til den ringe opløsning. Ved selv de bedste seeing-forhold, vil teleskopets vinkelopløsning være af størrelsesordenen 1 buesekund. Detektorens fysiske størrelse (i dette tilfælde 6,9 x 4,6 mm) og teleskopets brændvidde (her 2438 mm) er afgørende for størrelsen af field-of-view:
Bredde af field-of-view: 6,9 mm/2438 mm = 2,83 x 10^(-3) rad = 584" = 9,7'
Højde af field-of-view: 4,6 mm/2438 mm = 1,89 x 10^(-3) rad = 389" = 6,5'
Sammenholder man ovenstående med, at detektoren har 765x510 pixels, fremgår det, at vinkelopløsningen på detektoren er bedre end seeing, da der går mindre end ét kvadratbuesekund til hver pixel. Altså ville der ikke være noget vundet ved at have højere pixelopløsning på chippen, alt andet lige - 0,4 megapixels er godt nok til dette formål.
Kamera set fra forsiden, før filterhjulmodulet er monteret. Smil til fotografen...det bliver helt sikkert et overbelyst billede, for den kortest mulige eksponeringstid er 0,2 s.
Hvis du skulle have fået lyst til at komme til Sardinien i sommerferien og besøge observatoriet, kan detaljerne findes på https://peraspera-adastra.it.
