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 CCD - Charge Coupled Devices  Uniformità

Una applicazione all'astronomia: il SIS del satellite ASCA

Il Solid state Imaging Spectrometer (SIS) a bordo del satellite ASCA é un rivelatore composto da quattro identiche parti che contengono una matrice per la registrazione dell'immagine, un frame store, un registro di output ed un nodo di output. Ciascuna delle matrici é formata da 422x420 pixel ciascuno dei quali di 27x27 $\mu$m².

Le caratteristiche sono quelle che abbiamo illustrato per un generico CCD frame store:

• l'immagine viene integrata per un tempo prefissato
• viene quindi trasferita alla sezione di frame store in un tempo trascurabile rispetto al tempo di integrazione
• una volta che il trasferimento é stato effettuato, inizia l'integrazione per la immagine successiva e contemporaneamente inizia il trasferimento di carica dal frame store al registro di uscita, una riga per volta
• dal registro di uscita, la carica viene trasferita al nodo di uscita, un JFET che agisce sostanzialmente come capacità convertendo la carica in un voltaggio
• un amplificatore amplifica il segnale per il successivo trattamento.

 

Il CCD é utilizzato ad una temperatura di circa -62^oC, ottenuta mediante un sistema di raffreddamento termoelettrico basato su effetto Peltier.

Un filtro di Lexan ed alluminio protegge i CCD dalla luce. Pur non essendo uno schermo efficace per la luce della terra o della luna, é sufficiente a schermare la luce delle stelle più brillanti.

I CCD sono interni ad un contenitore di alluminio che fornisce supporto meccanico e protezione acustica durante il lancio al filtro di Lexan.

L'apertura del rivelatore verso le ottiche é stata protetta prima del lancio da una chiusura mobile, aperta in orbita.

Inoltre il contenitore di alluminio ed uno schermaggio esterno di polietilene forniscono una schermatura dalla radiazione particellare ambientale, che provoca danneggiamento e peggioramento delle prestazioni del rivelatore.

 
 

Nell'utilizzo come contatori di singoli fotoni, che é l'utilizzo primario in astronomia X, i modi operativi di un CCD differiscono sostanzialmente da quelli di un normale contatore.

Infatti per avere una informazione spettroscopica e temporale adeguata occorre analizzare tutti i pixel del frame del CCD. Per velocizzare le operazioni, nel caso in cui non sia necessario operare un'analisi di immagine a largo campo, ma la sorgente sia puntiforme, il SIS prevede modi di trasmissione denominati 4-CCD, 2-CCD e 1-CCD nei quali tutti e quattro i quadranti, o solo due, o solo uno vengono analizzati e trasmessi a terra. Anche in questo caso, pero, il tempo di integrazione rimane relativamente lungo. Il tempo di integrazione minimo é di 16 s in 4-CCD, 8 s in 2-CCD e 4 s in 1-CCD. Si consideri che il tempo di trasferimento dell'immagine al frame store é per tutti i casi contemplati di 17 ms.

Questo pone una limitazione all'uso di questi rivelatori per sorgenti particolarmente intense, come ad esempio la Crab Nebula. Infatti in questo caso il tempo di integrazione é superiore al tempo medio di arrivo dei fotoni, e quindi si crea una sorta di ``pile-up'', dovuto al fatto che nel tempo di integrazione assegnato più di un fotone X ha interagito nello stesso pixel.

Una migliore risoluzione temporale, sino a 16 ms, si può ottenere perdendo l'informazione in una delle due coordinate spaziali (e cioé integrando su una riga del CCD)
 
 

 
 

La risoluzione energetica é data da:

$$\Delta E_{FWHM} = 2.354 \times 3.65 \sqrt{N^2 + \frac{FE}{3.65}}$$

dove F é il fattore di Fano ( 0.1 per il Si), E é l'energia dei fotoni in eV, N é il readout noise ( 5 elettroni rms). A 5.9 keV la risoluzione energetica é circa il 2%.
 

 
 

Gli eventi dovuti a fotoni X vengono riconosciuti mediante la loro ``forma'' sul piano di rivelazione. É stato verificato in laboratorio che gli eventi dovuti a particelle sono morfologicamente distinguibili da quelli dovuti a fotoni (e vengono indicati come ``grado 1-5-6-7'')

Un opportuno processore a bordo esamina gli eventi rivelati dai CCD ed accetta solo quelli che hanno una ``forma'' compatibile con quella attesa da fotoni. Questo filtraggio é molto efficace e diminuisce in modo opportuno l'occupazione di telemetria dovuta ad eventi spuri o di fondo.
 
 

5/20/1998